Medžiagos fazės – kietoji, skystoji, dujinė ir kelios kitos būsenos – aplink mus keičiasi nuolatos. Dažniausiai tai, aišku, yra vanduo – taip pat ledas ir garai. Kosmose irgi būna fazinių pokyčių, ir vandens, ir ne tik jo. Štai Jupiterio ledinių mėnulių gelmėse yra skysti vandenynai; jie greičiausiai šąla, o ledas tirpsta, priklausomai nuo vietinių sąlygų. Tai bus vienas iš klausimų, atsakymo į kurį ieškos Europos kosmoso agentūros zondas JUICE. Faziniai virsmai gali nutikti ir uolienoms – jei jos yra planetoje ypatingai arti žvaigždės. Pasirodo, tokios planetos daugiausiai garuoja nuo paviršiaus, o ne iš gelmių. Pirmykštėje Visatoje, praėjus mažiau nei sekundei po Didžiojo sprogimo, irgi galėjo vykti tam tikras fazinis virsmas: jei ten buvo daug mažyčių juodųjų skylių, jų garavimas kurį laiką palaikė materijos ir spinduliuotės pusiausvyrą. Kitose naujienose – astrometrinis egzoplanetos aptikimas, tarpžvaigždinių debesų susidūrimų analizė ir įdomūs klausimai apie pirmąsias galaktikas. Gero skaitymo!

***

JUICE išskrido. Penktadienį sėkmingai į aštuonerių metų kelionę išskrido Europos kosmoso agentūros (ESA) misija JUICE. Iš Kourou kosmodromo Prancūzijos Gvianoje vietinį rytą (Lietuvos laiku – popiet) zondą pakėlė raketa Arianne 5. JUICE tikslas – Jupiteris, tiksliau trys jo lediniai palydovai: Europa, Ganimedas ir Kalista. Naudodamasis dešimčia mokslinių instrumentų, zondas ieškos atsakymo į klausimą, ar vandenynai po šių palydovų paviršiumi yra tinkami gyvybei. Nors pačios gyvybės aptikti JUICE nemoka, jis aiškinsis, ar vandenynai pakankamai šilti, ar juose yra ištirpusių mineralų ir kokių. Pati kelionė bus vingiuota: iš pradžių zondas praskris pro Mėnulį ir vėl pro Žemę, tada nulėks iki Veneros ir tik tuomet pasuks į Jupiterį. Kiekvieno praskridimo metu erdvėlaivis pasiims energijos iš dangaus kūnų, naudodamasis gravitacinės svaidyklės efektu. Tai leis sutaupyti labai daug kuro, lyginant su kelione tiesiai iki didžiausiosios planetos. Pasiekęs tikslą 2031 metų liepą, zondas sistemoje skraidys apie trejus metus, o tada bandys atlikti sudėtingiausią misijos manevrą: įeiti į orbitą aplink Ganimedą. Didžiausias Jupiterio palydovas būtų pirmasis mėnulis, neskaitant mūsiškio, aplink kurį orbitoje skraidytų žmonių sukurtas prietaisas. Taip pat ši misija yra pirmoji, skirta gyvybei tinkamų vietų paieškai už formalios Saulės gyvybinės zonos ribų. Į ją patenka Žemė, Marsas ir galbūt Venera, bet per pastaruosius porą dešimtmečių supratome, kad polediniai vandenynai gyvybės klausimu gali būti daug įdomesni už Marso dykynes. Kai JUICE nuvyks į tikslą, ten jau turėtų dirbti NASA misija Europa Clipper, kuri išskris kitąmet. Jos trajektorija bus trumpesnė, tad kelionė iki Jupiterio baigsis 2030-aisiais. Tolesnę misijos eigą galite sekti jos tinklalapyje. 

***

Mažų burinių erdvėlaivių perspektyvos. Saulės (arba šviesos) burės yra erdvėlaivių varymo sistema, paremta Saulės šviesos arba elektringų dalelių vėjo atspindėjimu. Nors gaunama stūmos jėga labai menka, sistema turi milžinišką privalumą, lyginant su įprastinėmis: jai visiškai nereikia kuro. Idėjos, kaip pritaikyti bures, sklando ne vieną dešimtmetį, bet tik pastaraisiais metais jos tapo praktiškos, kai kosminiams zondams būtini komponentai gerokai sumažėjo; apie technologiją ir jos perspektyvas rašiau prieš porą metų. Pastaraisiais metais įvykdyti keli sėkmingi burių bandymai, tokie kaip LightSail 2 misija. Įkvėpti šių pasiekimų, grupė mokslininkų pristatė koncepciją, kaip mažieji palydovai, varomi Saulės burėmis, galėtų pasitarnauti įvairiausiems astrofizikiniams tyrimams. Pagrindinė „Saulės naro” (angl. Sundiver) koncepcijos idėja – erdvėlaivis burės pagalba iš pradžių sulėtinamas, kad nukristų Saulės link, tada išskleidžia bures ir, pasinaudojęs stipria Saulės šviesa, stipriai pagreitėja. Iš principo toks planas leistų erdvėlaiviui pasiekti greitį, viršijantį šiandieninių zondų. Jupiterio sistemą jis galėtų pasiekti per porą metų, Saturno – per trejus; tiesa, nei ten, nei ten negalėtų pasilikti, nes efektyviai stabdyti burinio erdvėlaivio neįmanoma. Visgi greitai judantis zondas galėtų tirti tarpplanetinę erdvę ar tą patį Saulės vėją. Per kelis dešimtmečius jis sugebėtų pasiekti netgi Saulės gravitacinio lęšio nuotolį – zoną, kur Saulės gravitacija sufokusuoja iš už jos atsklindančius spindulius. Iki tada zondas spėtų pakankamai sulėtėti, kad ten ir pasiliktų ir galėtų beprecedentiškai detaliai stebėti vieną ar kelis taikinius priešingoje Saulės pusėje, pavyzdžiui egzoplanetas. Kita įdomi tyrimų kryptis – statmenai Saulės sistemos plokštumai. Šiuo metu visi mūsų zondai skraido praktiškai toje pat plokštumoje, kaip ir planetos, mat pakreipti jų kursą šonu reikalauja labai daug energijos. Saulės burė tą energiją suteiktų. Taip galima būtų paleisti zondą skristi virš Saulės ašigalių ir išnagrinėti šį vis dar paslaptingą žvaigždės regioną. Įdomių rezultatų duotų ir tarpplanetinių dulkių, dujų bei Saulės vėjo toli nuo plokštumos tyrimas. Daugelio mažų zondų spiečius netgi galėtų tapti didžiuliu interferometru ir pasiekti erdvinę skyrą, prilygstančią tarpplanetinių atstumų dydžio teleskopui. Svarbiausia – visi šie zondai būtų palyginus lengvi, nes kuro jiems reikėtų minimaliai arba nereikėtų išvis. Taigi ir jų kaina, įskaitant skrydį į orbitą, būtų daug mažesnė, nei šiandieninių misijų. Koncepcija pristatoma straipsnyje, kurį rasite arXiv.

***

Pirmykštė atmosfera suteikė Žemei vandenį. Gerai žinome, jog Žemė susiformavo sausa, o vanduo atkeliavo veliau, su kometomis ir asteroidais. Bet ar tikrai? Grupė mokslininkų pristatė radikaliai kitokį vandens Žemėje kilmės modelį. Jis remiasi pirmykštės atmosferos sąveika su magmos okeanu, kuris dengė tik susiformavusią planetą. Pirmykštę atmosferą sudarė daugiausiai vandenilio molekulės, užsilikusios nuo protoplanetinio disko. Priešingai nei Jupiterio ar Saturno atveju, Žemė pirmykštės atmosferos neišlaikė; ją vėliau pakeitė anglies dvideginis ir azotas, o ilgainiui atsirado ir deguonies. Bet kelis milijonus metų Žemę gaubė būtent vandenilio apvalkalas. Planetos paviršius tuo metu dar buvo skystas: jis išsilydė formavimosi metu, kai į Žemę krito didžiulės, dešimčių ir šimtų kilometrų skersmens planetesimalės. Tyrimo autoriai išnagrinėjo 18 tipų reakcijas, kurios galėjo vykti tarp atmosferos ir magmos. Reakcijos apėmė net 25 galimus mineralus ir kitus junginius. Paaiškėjo, kad tokia sąveika galėjo turėti tris esminius efektus. Pirmasis – vanduo: vandenilis jungėsi su iš magmos garuojančiu deguonimi ir formavo vandens molekules. Susidariusių vandens garų kiekis tikrai galėjo prilygti dabartiniam vandens kiekiui Žemėje. Antrasis efektas – oksidacija. Vandens garai ir perteklinis deguonis oksidavo daugelį mineralų. Tai paaiškina, kodėl Žemės mineralai, bent jau tie, kuriuos galime pasiekti, yra vidutiniškai stipriau oksiduoti, nei mineralai kitose Saulės sistemos vietose. Trečiasis efektas – branduolio tankis. Žemės branduolys yra kiek retesnis, nei prognozuoja ansktesni modeliai. Įtraukus oksiduotų mineralų bei atmosferos vandenilio skendimą magmoje žemyn iki pat branduolio, gaunamas tankis atitinka seismologinių matavimų duomenis. Vieno modelio gebėjimas paaiškinti tris nepriklausomas Žemės savybes daro jį labai patrauklų ir didina tikimybę, kad pasiūlytas modelis tikrai artimas teisybei. Taip pat jis leidžia tikėtis, kad daug vandens turėtų būti daugumoje uolinių egzoplanetų, jei tik jų atstumas nuo žvaigždės leidžia tam vandeniui egzistuoti. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature. 

***

Marsą tyrinėjame ne vieną dešimtmetį – nuo pirmųjų paviršinių zondų Viking praėjo jau pusė amžiaus. Devyni orbitiniai zondai ir trys paviršiuje dirbantys marsaeigiai plečia žinias kasdien. Bet tarp visų duomenų lengva pasimesti, o tarp geografinių (areografinių?) terminų – pasiklysti. Į pagalbą ateina naujas interaktyvus marsalapis, kuriame sudėta visa turima informacija apie planetos paviršiaus darinius. Krateriai, kalnai, slėniai, lygumos – viskas sužymėta, su trumpais aprašymais, kas tai per darinys ir kieno garbei pavadintas. Taip pat rasite ir marsaeigių maršrutus, o dalis regionų vaizduojami ir trimatiškai – galėsite pabandyti įsivaizduoti kalnų aukštį ir kraterių gylį.

***

Didžioji raudonoji dėmė yra geriausiai atpažįstama Jupiterio savybė. Bet kodėl ji raudona? Nepaisant dešimtmečių tyrimų, atsakymo į šį klausimą neturime. Apie jį pasakoja Dr. Becky:

***

Pirmoji astrometriškai aptikta egzoplaneta. Pagrindiniai būdai aptikti egzoplanetas yra du: tranzitų ir radialinių greičių. Pirmasis metodas remiasi tuo, kad planeta, skrisdama tarp mūsų ir žvaigždės, šiek tiek pritemdo pastarosios diską. Antrasis – tuo, kad planetos gravitacija traukia žvaigždę, todėl žvaigždė irgi juda ratu. Matuodami žvaigždės spektrą, galime apskaičiuoti jos greičio kitimą. Tiesa, tik radialia kryptimi – mūsų link ir tolyn nuo mūsų. Judėjimą statmena kryptimi – dangaus plokštumoje – išmatuoti iš principo irgi įmanoma, bet reikalingas labai aukštas duomenų tikslumas. Iki šiol šis, astrometriniu vadinamas, metodas buvo pritaikytas tik stebint žvaigždes, prie kurių žinojome egzistuojant planetas. Tada buvo pavykę užfiksuoti periodiškus žvaigždės padėties pokyčius. O dabar pirmą kartą egzoplaneta aptikta pagrinde naudojant astrometrinį metodą. Tyrėjai pasitelkė kosminių teleskopų Hipparcos ir Gaia duomenis. Abu jie skirti daugybės žvaigždžių padėčių bei jų kitimo matavimams; Hipparcos dirbo praeito amžiaus pabaigoje, Gaia – nuo 2013 metų. Ištyrę daugybės žvaigždžių judėjimo informaciją, mokslininkai nustatė, kad žvaigždė HIP 99770 periodiškai juda į šalis. Žinodami žvaigždės masę ir svyravimų amplitudę, jie apskaičiavo, kad svyravimus keliantis kūnas yra 14-16 kartų masyvesnis už Jupiterį, nutolęs 17 kartų toliau, nei Žemė nuo Saulės. Formaliai masė daro šį objektą rudąja nykštuke, tačiau beveik neabejotina, kad jis formavosi kaip planeta. Nustatę, kur objektas turėtų būti, tyrėjai sugebėjo padaryti ir jo nuotrauką. Tiesioginis pamatymas yra dar vienas retai naudojamas egzoplanetų aptikimo būdas; priešingai nei kiti čia minėti, jis labiau tinka aptikti toli nuo žvaigždės esančias planetas, nes jų šviesą mažiau nustelbia žvaigždės spinduliuotė. Planetos masė sudaro 7-8 tūkstantąsias žvaigždės masės dalis; šis santykis panašus į kitų tiesiogiai užfiksuotų egzoplanetų. Bet HIP 99770b yra pirmoji planeta (na, ar rudoji nykštukė), kurios tiesioginiam pamatymui pasitarnavo astrometriniai duomenys. Gali būti, kad Gaia ir Hipparcos duomenyse rasime ir daugiau panašių planetų; apjungus astrometrinį ir tiesioginio stebėjimo metodus jų ieškoti bus galima daug efektyviau. Tyrimo rezultatai publikuojami Science.

***

Garuojančios uolinės egzoplanetos. Daugybė egzoplanetų skrieja labai arti savo žvaigždžių. Kai kurios – taip arti, kad ima garuoti. Dujinės milžinės pradeda garuoti, kai įkaista iki kelių šimtų laipsnių – to pakanka, kad lengviausios vandenilio dujos įveiktų planetos trauką ir pradėtų bėgti į tarpplanetinę erdvę. Uolinę planetą išgarinti sunkiau – uolienas sudarantys mineralai lydosi ir garuoja tik prie daug aukštesnių temperatūrų. Visgi ir tai yra įmanoma: prie kai kurių žvaigždžių aptiktos planetos, dydžiu panašios į Žemę, tačiau su besidriekiančiomis ilgomis uodegomis, kurias greičiausiai sudaro medžiaga, atplėšta nuo yrančios planetos. Tyrinėdami uodegų cheminę sudėtį, galėtume daug sužinoti apie pačias planetas, bet tam reikia suprasti, kaip jos garuoja. Naujame tyrime būtent tą ir siekiama padaryti. Tyrėjai išnagrinėjo, kaip vystosi planetos struktūra, ją veikiant tiek gelmių šilumai, tiek ypatingai stipriai žvaigždės spinduliuotei. Modelyje padaryta logiška prielaida, kad planeta potvyniškai prirakinta – į žvaigždę visą laiką nukreipta viena jos pusė. Pasirodo, priešingai išankstinei nuomonei, planeta garuoti ima ne tada, kai reikšminga jos dalis išsilydo. Reikšmingas paviršiaus uolienų pabėgimas į kosmosą prasideda, kai planeta dar visai kieta, išskyrus ploną magmos sluoksnį tiesiai po žvaigžde. Taigi stebėdami planetos uodegą, galime sužinoti apie jos paviršiaus uolienas, bet ne apie mantiją ar branduolį. Apskritai garuojančios planetos yra retas reiškinys. Jei planeta per didelė arba žvaigždės šviesa per silpna, uolienos arba visai negaruoja arba garuoja taip silpnai, kad užfiksuoti jas nėra šansų. Priešingu atveju, jei šviesa per ryški, planeta gali visiškai išgaruoti per astronomiškai trumpą laiką – kelis milijonus metų – tad tėra labai menka tikimybė, kad ją apskritai pamatysime garavimo stadijoje. Įvertinę sąlygas, reikalingas pastebimam garavimui, tyrėjai apskaičiavo, jog Paukščių Take greičiausiai yra tiek pat Žemės tipo planetų, kiek ir žvaigždžių. Šis skaičius kelis kartus didesnis, nei ankstesni vertinimai, bet ir vieni, ir kiti skaičiavimai turi dideles paklaidas, tad skirtumas nėra statistiškai reikšmingas. Egzoplanetų tyrimai vis labiau pereina nuo aptikimo prie detalaus stebėjimo ir charakterizavimo, tad tokia analizė, kaip ši, yra labai svarbi: jos rezultatai padės interpretuojant vis gausesnius duomenis apie įvairias uolines planetas. Taip sužinosime daugiau apie jų formavimosi būdus, savybių įvairovę ir galimą tinkamumą gyvybei, net jei ir akivaizdu, kad garuojančiose planetose gyviems organizmams egzistuoti galimybių nėra. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Skaičiavimų zona gyvybės paieškoms. Kalbant apie nežemiškos gyvybės paieškas, neišvengiamai išnyra „gyvybinės zonos“ sąvoka. Taip vadinamas regionas aplink žvaigždę, kuriame esančių planetų paviršiaus temperatūra tinkama skystam vandeniui egzistuoti. Regiono ribos priklauso nuo žvaigždės tipo, planetų sukimosi, atmosferų ir magnetinio lauko, tad jis nėra labai griežtai apibrėžtas. Visgi žinodami bent apytikres ribas, galime geriau atsirinkti, kurias planetas verta stebėti ilgiau ir nuodugniau. Tiesa, tik tuo atveju, jei ieškome gyvybės, panašios į žemiškąją – kitaip tariant tokios, kuriai būtinas vanduo ir kuri remiasi panašia biochemija į mūsų. O jei gyvybė visiškai kitokia? Keli tyrėjai nusprendė išnagrinėti, kaip pasikeistų „gyvybinės zonos“ koncepcija, jei pabandytume ją apibendrinti ir pritaikyti bet kokiai įmanomai gyvybei. Naująjį darinį jie pavadino „skaičiavimų zona“ (angl. Computational zone), nes gyvybė, pasak jų, bendriausia prasme yra procesas, vykdantis skaičiavimus. Tiesa, „skaičiavimai“ čia reiškia ne visai tai, ką šiuo žodžiu įvardijame kasdieniame gyvenime, o fizinių procesų, kurie veikia, apdoroja ir keičia informaciją, visumą. „Informacija“ gali būti biologinių sistemų būsenos, bet gali slypėti ir skaitmeninėse sistemose ar kitokiuose dariniuose. Taip apibrėžtą skaičiavimų zoną riboja trys esminiai veiksniai. Pirmasis – erdvė skaičiavimams atlikti: tiek esamų būsenų skaičius, tiek didžiausias įmanomas skaičiavimų greitis (pavyzdžiui, cheminių reakcijų sparta). Antrasis – energija, greičiausiai ateinanti iš žvaigždės, bet nebūtinai. Trečiasis – substratas, t.y. fizinė materija, kurioje būsenos gali tapti realybe. Skaičiavimų zona neturi griežtų ribų; priešingai, tinkamumas skaičiavimams yra gana tolygi funkcija, priklausanti nuo įvairių parametrų, tokių kaip atstumas iki centrinio energiją teikiančio kūno. Pastarasis nebūtinai yra žvaigždė – iš principo skaičiavimai gali vykti ir aplink rudąsias nykštukes. Tyrėjai pateikė keletą pavyzdžių, kaip skaičiavimų zona pritaikoma skirtingoms gyvybės koncepcijoms. Tai ir mums įprasta biologinė gyvybė, tačiau atsisakius priklausomybės nuo vandens paaiškėja, kad jai sąlygos gali būti daug tinkamesnės arčiau žvaigždės. Kitas variantas – Daisono sfera, gaubianti visą žvaigždę, pilna skaičiavimo elementų (kompiuterių ar ko nors panašaus). Trečias atvejis – sluoksniuotas Daisono spiečius aplink rudąją nykštukę. Abu pastarieji atvejai gerokai pakeistų centrinio kūno spektrą, matomą iš toli. Tai gali būti geras būdas aptikti tokių civilizacijų egzistavimą. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Tarpžvaigždinių debesų susidūrimai. Žvaigždės gimsta iš tarpžvaigždinių dujų debesų, kurie ima fragmentuoti į vis smulkesnius gumulus, o šie tankėja ir įkaista. Bet debesis, paliktas pats sau, gali dešimtis milijonų metų skrajoti kosmose ir nepradėti fragmentuoti. Daugumai debesų, kad imtų formuoti žvaigždes, reikia kokio nors paskatinimo – sukrėtimo, kuris bent dalį debesies paverstų nestabilia. Vienas galimas sukrėtimas yra dviejų debesų susidūrimas. Iki šiol procesas buvo nagrinėtas tik apytikriai, dažnai kaip didesnių, neypatingai geros skyros modelių dalis. Naujo tyrimo autoriai siekia užpildyti šią spragą ir modeliuoja debesų susidūrimą labai įvairiomis sąlygomis. Jie išnagrinėjo, kaip žvaigždėdaros eiga ir galutinis rezultatas priklauso nuo debesų masių, spindulių, greičių, vidinės turbulencijos, susidūrimo kampo ir aplinkinės medžiagos tankio. Pasirodė, kad svarbiausias yra būtent paskutinis parametras. Kiekvieno susidūrimo metu debesyse formuojasi nauji sutankėjimai, smūginės bangos destabilizuoja debesų dalis ir sukelia žvaigždžių bei jų grupių ar spiečių formavimąsi. Jei debesys susiduria tankioje aplinkoje, fragmentai negali lengvai išsilakstyti, todėl suformuoja santykinai mažą ir tankų spiečių, o žvaigždės jame būna masyvesnės. Ir priešingai, susidūrimas retoje aplinkoje išsklaido debesies medžiagą dideliu spinduliu, tad formuojasi spiečiai iš didelio skaičiaus mažų žvaigždžių. Kitas svarbus faktorius yra susidūrimo greitis – kuo jis didesnis, tuo fragmentai išsilaksto plačiau. Kiti parametrai įtakos galutiniam rezultatui praktiškai neturi. Nustatytos tendencijos gali paaiškinti stebėjimus, kurie rodo, jog galaktikų centruose yra neįprastai daug masyvių žvaigždžių: tanki aplinka ir dideli debesų judėjimo greičiai tame regione skatina tokių žvaigždžių formavimąsi. Bendrai rezultatai padės ne tik tiesiogiai nagrinėti žvaigždėdaros procesą, bet ir patobulinti didesnio masto modelius, kuriais tiriama visa Visatos dalies ar pavienės galaktikos evoliucija. Tyrimo rezultatai arXiv. 

***

Pirmųjų galaktikų radijo spinduliuotė. Pirmosios žvaigždės ir galaktikos atsirado maždaug 100-200 milijonų metų po Didžiojo sprogimo. Per pirmą milijardą metų jos įkaitino dujas tarpgalaktinėje erdvėje ir atplėšė elektronus nuo protonų. Kaip vyko šis rejonizacijos procesas, kada tiksliai jis prasidėjo ir baigėsi, yra vis dar neatsakyti astrofizikos klausimai. Vienas iš būdų priartėti prie atsakymo – radijo bangų stebėjimai. Neutralaus vandenilio dujos skleidžia 21 centimetro bangos ilgio (1,4 gigaherco dažnio) spinduliuotę, o jonizuotos – ne. Taigi matuodami šios spinduliuotės, dėl Visatos plėtimosi pailgėjusios keliolika kartų, intensyvumą skirtingose dangaus vietose, galime tikėtis aptikti, kur tuomet buvo neutralaus vandenilio, o kur jo nebuvo. Būtent pastaroji informacija labiausiai ir domina: jonizuotų dujų burbulų dydžiai, augimo tempai ir ryšys su galaktikomis atskleis, kaip ir kada vyko rejonizacija bei kokie energingos spinduliuotės šaltiniai už ją atsakingi. Naujame darbe pristatomi geriausi jaunos Visatos radijo spinduliuotės intensyvumo apribojimai. Naudodami neseniai atnaujintą radijo teleskopų masyvą HERA, astronomai ieškojo radijo spinduliuotės iš 450 ir 650 milijonų metų amžiaus Visatos. Nei vieno signalo nerado, tačiau užbrėžė maksimalias tokio signalo intensyvumo ribas, apie pustrečio karto žemesnes, nei ankstesniais bandymais. Šios ribos rodo, kad praėjus 450 milijonų metų po Didžiojo sprogimo, dujos Visatoje jau buvo reikšmingai pašildytos lyginant su temperatūra, numatoma be žvaigždžių poveikio. To ir buvo tikimasi, bet naujieji duomenys leidžia atmesti kai kurias alternatyvias rejonizacijos eigos hipotezes. Darant prielaidą, kad pagrindinis jonizuojančių fotonų šaltinis yra dvinarės žvaigždės su juodąja skyle ar neutronine žvaigžde, apskaičiuotas pirmųjų galaktikų rentgeno spinduliuotės intensyvumas bent 200 kartų viršija šiandieninių tokios pat masės galaktikų intensyvumą. Šis skirtumas rodo, kad pirmosios žvaigždės greičiausiai buvo masyvesnės už šiandienines, todėl dažniau mirdamos palikdavo juodąsias skyles. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal. 

***

Pirmosios galaktikos – pernelyg masyvios? James Webb kosminis teleskopas per mažiau nei metus darbo suteikė labai daug naujų žinių apie ankstyvąją Visatą. Vienas iš netikėtų atradimų – keletas labai masyvių galaktikų, egzistavusių praėjus mažiau nei milijardui metų po Didžiojo sprogimo. Standartinis Visatos struktūrų augimo modelis, vadinamas Lambda-CDM, prognozuoja, kad pirmosios galaktikos atsirado jungiantis maždaug milijono Saulės masių tamsiosios materijos telkiniams. Pirminių telkinių pasiskirstymas Visatoje nebuvo atsitiktinis, tarp jų pradžioje buvo nemenki atstumai, ir susijungti jiems reikėjo laiko. Taigi galima išvesti priklausomybę tarp Visatos amžiaus ir tamsiosios materijos telkinių masės pasiskirstymo. Įprasta materija, kurios yra penkis kartus mažiau, nei tamsiosios, į galaktikas krito kartu su tamsiąja ir formavo žvaigždes. Nežinome, kiek efektyvus buvo pastarasis procesas, bet galime padaryti įvairias prielaidas ir įvertinti, koks turėtų būti galaktikų masės pasiskirstymas. Naujame tyrime analizuojama, kaip šios prognozės dera su šešiomis tolimiausiomis ir masyviausiomis James Webb aptiktomis galaktikomis. Galaktikų šviesa mus pasiekia iš laikų, kai Visatos amžius buvo 500-700 milijonų metų. Kiekvienos iš jų žvaigždžių masė viršija 10 milijardų Saulės masių. Įvertinus, kokią dalį dangaus ploto ir kiek ilgai stebėjo James Webb, galima daryti išvadą, jog tokių ir masyvesnių galaktikų žvaigždėse tuo metu buvo sutelkta maždaug viena 10000-oji visos įprastos materijos dalis. Bet pagal Lambda-CDM prognozes, laikant, kad žvaigždžių formavimosi efektyvumas yra 10%, tokių galaktikų žvaigždėse turėtų būti vos viena šimtamilijonoji visos įprastos materijos dalis, t.y. 10000 kartų mažiau, nei rodo stebėjimai. Vienintelis būdas suvesti stebėjimus su modelio prognozėmis – laikyti, kad kone visa įprasta materija, patekusi į šias galaktikas, virto žvaigždėmis. Tokia efektyvi žvaigždėdara šiandieninėje Visatoje paprasčiausiai nevyksta – dujų turbulencija bei jaunų žvaigždžių vėjai ir spinduliuotė išblaško bei įkaitina dujas ir sustabdo procesą gerokai anksčiau, kai į žvaigždes sukrenta mažiau nei 20% atomų. Ar gali būti, kad pirmykštėje Visatoje žvaigždėdara buvo ypatingai efektyvi? Gali, bet norint suprasti, kaip tai galėjo nutikti, prireiks gerokai pergalvoti modelio detales. Tiesa, gali būti ir taip, kad šešios aptiktos galaktikos yra anomalija ir tikroji jų koncentracija Visatoje daug mažesnė – šitai sužinosime, kai James Webb atliks daugiau stebėjimų ir aptiks daugiau panašių objektų Visatos jaunystėje. Jei paaiškės, kad rezultatas tikras, jį paaiškinti būtų galima praplečiant Lambda-CDM modelį, mat kai kurie pasiūlyti jo pakeitimai prognozuoja ankstesnę struktūrų formavimosi pradžią. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Astronomy.

***

Pirmykštės juodosios skylės stingdė Visatą. Šiais laikais juodosios skylės atsiranda mirštant masyvioms žvaigždėms. Jų masės viršija tris Saulės mases. Vos atsiradusioje Visatoje kurį laiką – trumpą sekundės dalelę – tinkamos sąlygos juodųjų skylių formaivmuisi galėjo būti visur. Bent jau taip teigia kai kurie teoriniai modeliai. Tokios, pirmykštės, juodosios skylės galėjo formuotis pačių įvairiausių masių – nuo mažesnių nei gramo iki milijonų Saulės masių. Tiesa, labai masyvios juodosios skylės būtų turėjusios didžiulę įtaką pirmųjų cheminių elementų sintezės, kosminės foninės spinduliuotės atsiskyrimo ir pirmųjų galaktikų formavimosi procesams, tad apie jų egzistavimą galėtume pasakyti remdamiesi šių procesų padarinių stebėjimais. Dabartiniai duomenys rodo, kad nei vienam procesui pirmykštės juodosios skylės nebuvo svarbios, o tai reiškia, kad masyvesnių nei 1000 tonų juodųjų skylių Visatos pradžioje jei ir atsirado, tai labai nedaug. Naujame tyrime nagrinėjama, kokį poveikį Visatai galėjo turėti mažesnės pirmykštės juodosios skylės. Šios juodosios skylės dėl Hawkingo spinduliuotės išgaravo anksčiau, nei prasidėjo pirmykštė branduolių sintezė, t.y. per pirmas kelias sekundes po Didžiojo sprogimo. Bet per tą laiką Visata toli gražu nestovėjo vietoje; priešingai, ji labai sparčiai plėtėsi. Visatai plečiantis, materijos tankis mažėja atvirkščiai proporcingai jos dydžio (mastelio faktoriaus) kubui, o spinduliuotės – ketvirtajam laipsniui. Taigi spinduliuotės ir materijos tankių santykis vis mažėja. Tyrimo autoriai apskaičiavo, kaip situacija pasikeičia, jei materija susideda iš juodųjų skylių. Pasirodo, tada tam tikrais atvejais gali susidaryti situacija, kai kurį laiką materijos ir spinduliuotės santykis nekinta. Taip vyksta todėl, kad juodosios skylės garuodamos spinduliuoja fotonus, kitaip tariant verčia materiją į spinduliuotę. Nekintantis santykis – tarsi tam tikras sąstingis – nutinka tik esant specifinėms sąlygoms, tokioms kaip juodųjų skylių masių pasiskirstymas. Nuo to pasiskirstymo priklauso ir sąstingio periodo pradžios bei pabaigos laikas. Net ir sekundės dalį trukęs sąstingis turėjo palikti pėdsakų, kuriuos galėtume aptikti šiandien – elementariųjų dalelių bei atomų gausos vertėse, kosminėje foninėje spinduliuotėje ir kitur. Jei tokius pėdsakus pavyktų aptikti ar tvirtai parodyti, kad jų nėra, tai suteiktų žinių apie Visatos sąlygas pačioje jos aušroje. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

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

Laiqualasse