Dažnai astronomiją kiti mokslininkai pašiepia, sakydami, jog mes nagrinėjame tik sferinius objektus vakuume. Nors sferinė simetrija astronomijoje sutinkama dažnai ir yra labai svarbi, nuokrypiai nuo jos dažnai duoda dar vertingesnių žinių. Pavyzdžiui, galaktikų išsitempimo krypčių analizė leidžia patikrinti, kaip sparčiai auga struktūros Visatoje. O neutroninės žvaigždės akrecinis diskas paleidžia kūgio formos vėją, panašiai kaip ir kvazaruose. Ekstremalesnė geometrija – įvairūs erdvėlaikio išsikreipimai – gali apsimesti juodosiomis skylėmis, bent jau žiūrint iš toli. Kitose naujienose – Saulės vainiko kaitinimo paaiškinimas (galbūt), žvaigždžių metalingumo ir planetų tinkamumo gyvybei ryšys bei seniausias protospiečius. Gero skaitymo!
***

Ketvirtadienį Žeme praslinko Mėnulio šešėlis, sukeldamas Saulės užtemimą. Nors iš tiesų užtemimai vyksta ne taip ir retai – apie dukart per metus – jie visada lieka įspūdingi reiškiniai. Prie įspūdžio prisideda ir tai, kad Saulės užtemimai matomi tik siauruose regionuose, tad konkretaus Žemės lopinėlio gyventojai dažnai gali neišvysti užtemimo ir per visą gyvenimą. Pavyzdžiui, Lietuvoje nuo XX a. pradžios pilni Saulės užtemimai buvo matomi 1912, 1914 ir 1954 metais, o sekančio reikės laukti iki 2142-ųjų. Praeitos savaitės užtemimas buvo matomas Indijos ir Ramiajame vandenynuose, taip pat keliose Indonezijos salose ir pačiame vakariniame Australijos pakraštyje. Iš pastarojo ir darytos šios trys nuotraukos, rodančios užtemimą prieš pat pilnumą, pilnumo metu ir iškart po jo. Pilnumas truko vos kiek ilgiau nei minutę – gana trumpai, tad pamatyti Saulę gaubiantį vainiką buvo tikras iššūkis. Artimiausias pilnas užtemimas Europoje bus matomas 2026-ųjų rugpjūtį – juo galės grožėtis šiaurinės Ispanijos ir Portugalijos gyventojai bei svečiai.

***

Maži magnetiniai sprogimai Saulėje. Saulės paviršiaus temperatūra siekia apie 5500 Celsijaus laipsnių. Nors atrodo labai aukšta, ši temperatūra nepalyginamai žemesnė už Saulę gaubiančio vainiko – ten plazma įkaitusi iki dviejų milijonų laipsnių. Vainiko temperatūra pirmą kartą išmatuota praeito amžiaus viduryje, bet iki šiol tiksliai nežinome, kodėl ji tokia aukšta. Pastaraisiais metais randama vis daugiau įrodymų, kad vainiką kaitina magnetiniai procesai Saulės paviršiuje, o dabar pateiktas dar tvirtesnis šio ryšio įrodymas: stebėjimai, rodantys, kad magnetinis persijungimas mažais masteliais Saulėje vyksta nuolatos. Naudodamiesi Solar Orbiter zonde esančiu ultravioletinių spindulių detektoriumi, tyrimo autoriai atliko labai aukštos skyros nedidelio Saulės regiono stebėjimus. Pernai kovo mėnesį, vienos valandos trukmės stebėjimų metu, aptiktas 390 kilometrų energingas plazmos siūlas, kuriame visą laiką tolygiai vyko magnetinis persijungimas. Persijungimu vadinamas reiškinys, kai magnetinio lauko linijos staigiai pakeičia konfigūraciją iš labiau sulinkusios ar susipynusios į lygesnę. Nauja konfigūracija yra mažiau energinga, todėl dalis magnetinės energijos išlaisvinama – perduodama dujoms ir jas įkaitina. Be to, naujoje konfigūracijoje dalis magnetinio lauko gali suformuoti uždaras kilpas, kurioms lengva atitrūkti nuo Saulės kartu su plazma. Taip įvyksta vainikinės masės išmetimai. Apskritai tiek jie, tiek Saulės žybsniai yra aiškiai sukeliami magnetinio persijungimo, tačiau procesas vyksta masteliais, didesniais už Žemę, ir trumpais pliūpsniais. Jie irgi suteikia energijos vainikui, bet toli gražu nepakankamai, kad palaikytų pastovią aukštą temperatūrą. Tolygiai vykstantis persijungimas gali išspręsti problemą, bet anksčiau jo nebuvo matyti. Naujieji rezultatai paaiškina, kodėl: 390 kilometrų yra mažesnis mastelis, nei buvo įmanoma išskirti ankstesniais stebėjimais. Aplink siūlą aptikta net 10 milijonų laipsnių temperatūros plazma – tai rodo, kad procesas vainiką tikrai kaitina. Taip pat iš viso siūlo – tiek jo vidurio, tiek į šalis atsišakojančių draiskanų – nuolat kyla plazmos burbulai, kurių tipinis greitis siekia 80 km/s, o gyvavimo trukmė – apie 40 sekundžių. Jie gali paskleisti įkaitintą plazmą po nemažą vainiko dalį. Keturias minutes per stebėjimų laiką persijungimas buvo intensyvesnis, „sprogus“, primenantis Saulės žybsnį, tik gerokai silpnesnis. Toks nuolat vykstantis procesas puikiai gali palaikyti vainiko temperatūrą. Jį nagrinėdami detaliau, mokslininkai galės geriau prognozuoti ir Saulės aktyvumą. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Communications.

***

Prieš kiek daugiau nei savaitę į kosmosą pakilo JUICE – Europos kosmoso agentūros zondas, tirsiantis ledinius Jupiterio mėnulius Europą, Ganimedą ir Kalistą. Apie šią misiją, nuo pradinės idėjos iki skrydžio trajektorijos, YouTube kanale Launch Pad Astronomy pasakoja pagrindinis projekto mokslininkas Dr. Olivier Witasse:

***

Nemetalingos žvaigždės tinkamesnės gyvybei. Žvaigždės viena nuo kitos labiausiai skiriasi trim parametrais – mase, amžiumi ir chemine sudėtimi. Pastaroji išreiškiama per metalingumą – sunkesnių už helį elementų masės dalį. Saulėje, pavyzdžiui, jų yra kiek mažiau nei 2%, o kitose žvaigždėse gali siekti nuo mažiau nei šimtadalio procento iki 5%. Kokią įtaką žvaigždės metalingumas turi aplinkinėms planetoms, ypač jų tinkamumui gyvybei? Naujame tyrime pateikiamas atsakymas, prieštaraujantis nusistovėjusiai nuomonei: gyvybei palankesnės sąlygos turėtų būti planetose prie mažiau metalingų žvaigždžių. Čia nagrinėta ozono sluoksnio evoliucija planetose, kurių žvaigždės panašios į Saulę. Ozonas susideda iš trijų deguonies atomų. Veikiant vidutinio ilgio ultravioletiniams spinduliams, molekulė suyra į deguonies molekulę ir laisvą atomą. Tuo tarpu trumpi UV spinduliai kaip tik skatina jungtis atomus ir molekules ir gamina ozoną. Taigi tyrėjai sumodeliavo skirtingų žvaigždžių UV spektrus ir jų poveikį planetų atmosferoms. Visų nagrinėtų žvaigždžių paviršiaus temperatūra yra tarp 5000 ir 6000 Celsijaus laipsnių; Saulės temperatūra siekia 5500. Amžius parinktas panašus į mūsų žvaigždės, masė šiek tiek skirtinga, nes nuo jos priklauso temperatūra, o metalingumas – įvairus. Jau seniai žinoma, kad mažiau metalingos žvaigždės skleidžia santykinai daugiau ultravioletinių spindulių; taip nutinka todėl, kad metalų jonai arti žvaigždės paviršiaus gerai sugeria gilesnių sluoksnių UV fotonus. Bet naujieji modeliai parodė, kad kinta ir trumpųjų bei vidutinių UV spindulių santykis: kuo metalingumas mažesnis, tuo labiau jis svyra trumpųjų spindulių link, dėl tos pačios priežasties. Įtraukus įvairius spektrus į atmosferų modelous paaiškėjo, kad mažo metalingumo žvaigždžių spektrai leidžia susidaryti storesniam ozono sluoksniui. Šis apsaugo planetos paviršių nuo žalingų UV spindulių. Taip paviršiuje susidaro tinkamesnės sąlygos sudėtingai gyvybei vystytis. Žvaigždžių temperatūra, bent jau nagrinėtame intervale, įtakos ozono sluoksniui beveik neturi. Viena įdomi tyrimo išvada yra, kad laikui bėgant Visata taps vis mažiau palanki gyviems organizmams. Kuo vėliau formuojasi žvaigždės, tuo jos, kaip taisyklė, yra metalingesnės. Taigi ozono sluoksniai jų planetose greičiausiai yra vis menkesni, jei apskritai egzistuoja. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Communications.

***

Žvaigždžių šviesio pokyčiai gamina dulkes. Tarpžvaigždinės dulkės yra anglies ir silikatų granulės. Iš jų formuojasi planetos, jos užstoja ir raudonina tolesnių šaltinių šviesą. O kaip atsiranda pačios dulkės? Vienareikšmio atsakymo neturime, bet žinome, kad jos daugiausiai gimsta senų žvaigždžių aplinkoje. Naujame tyrime parodyta, kad labai svarbus šios dulkių gamybos elementas yra žvaigždžių šviesio pokyčiai. Tyrėjai pasitelkė dviejų kosminių teleskopų – AKARI ir WISE – archyvinius duomenis ir pasirinko kone 200 senų žvaigždžių, kurias gaubia dulkės ir kurių šviesis kinta. Dideli duomenų rinkiniai leido nagrinėti šviesio pokyčius ilgesniais nei 250 parų masteliais, nustatyti tiek jų periodus, tiek amplitudes. Paaiškėjo, kad pokyčių amplitudė ties 18 mikrometrų bangos ilgiu glaudžiai siejasi su žvaigždės aplinkoje besiformuojančiomis dulkėmis: kuo šviesio pokyčiai didesni, tuo ir dulkių žvaigždė gamina daugiau. Tuo tarpu pokyčių periodas beveik neturi įtakos dulkių gamybai. Šis atradimas – tik pirmas žingsnis bandant suprasti visą mechanizmą, kaip dulkės atsiranda šių žvaigždžių aplinkoje. Tam tikslui komanda ruošiasi stebėti daugybę tokių žvaigždžių bent keletą metų, kad galėtų užfiksuoti dulkių gausos pokyčius realiu laiku ir susieti juos su procesais žvaigždėje. Tyrimo rezultatai publikuojami PASJ. 

***

Išskirtinai maža baltoji nykštukė. Žvaigždės, kurių masė mažesnė nei aštuonios Saulės masės, gyvenimo pabaigoje virsta baltosiomis nykštukėmis – labai tankiai suspaustos karštos medžiagos rutuliais, kurie toliau švyti tik dėl karščio, o termobranduolinių reakcijų, bent jau centrinėje dalyje, nebevykdo. Kuo žvaigždė mažesnė, tuo jos gyvenimas ilgesnis: Saulės masės žvaigždės gyvena apie 10 milijardų metų, o 20% lengvesnės – ilgiau, nei dabartinis Visatos amžius. Taigi pavienės žvaigždės, mažesnės nei 0,8 Saulės masės, dar neturėjo pakankamai laiko, kad virstų baltosiomis nykštukėmis. Dvinarėse sistemose situacija gali būti kitokia: gyvenimą baigianti žvaigždė gali prarasti dalį išorinių sluoksnių dėl kompanionės gravitacijos, tada baltoji nykštukė lieka mažesnė. Tiesa, masės perdavimas kompanionei turi prasidėti laiku: jei tai nutiks per anksti, žvaigždė liks toliau deginti termobranduolinį kurą ir netaps nykštuke, o jei per vėlai, žvaigždė nespės prarasti pakankamai medžiagos iki virsdama nykštuke. Laiko apribojimai riboja ir baltosios nykštukės masę. Įvairiausi skaičiavimai rodo, kad minimali masė yra apie 14-16% Saulės masės. Bet dabar aptikta baltoji nykštukė, kurios masė tėra vos 9% Saulės masės. Nykštukė skrieja dvinarėje sistemoje su maždaug Saulės masės nematomu kūnu. Orbitos periodas tesiekia kiek daugiau nei penkias valandas, o mažosios žvaigždutės judėjimo greitis viršija 300 km/s. Tačiau pagrindinis duomuo, leidžiantis įvardinti ją kaip baltąją nykštukę, yra aukšta, net 7400 kelvinų, jos paviršiaus temperatūra. Įprastai mažesnės žvaigždės yra šaltesnės, tad „normalios“ tokios mažos masės žvaigždės paviršius tebūtų įkaitęs iki maždaug 3000 kelvinų. Aukšta temperatūra dera su interpretacija, kad stebime baltąją nykštukę ar bent jau žvaigždę, kuri tuojau tokia taps. Bet maža masė – nedera. Kaip paaiškinti tokį neatitikimą? Greičiausiai ši sistema patyrė kokį nors neįprastą raidos kelią, kuris leido mažajai žvaigždei prarasti labai daug masės, bet vis tiek tapti nykštuke. Jos kompanionė turbūt yra kita baltoji nykštukė. Nors ir masyvesnė, ji šviečia silpniau, nes yra mažesnio spindulio: baltosios nykštukės, didėjant masei, traukiasi, nes medžiagos slėgiui tampa vis sunkiau įveikti gravitaciją. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astronomical Journal.

***

Neutroninės žvaigždės vėjo geometrija. Jei neutroninė žvaigždė – 8-10 kartų už Saulę masyvesnės žvaigždės liekana – skrieja poroje su kompanione ji gali pradėti traukti pastarosios medžiagą prie savęs. Aplink neutroninę žvaigždę susidaro akrecinis diskas, dalis jo medžiagos pasiekia žvaigždę, o dalis išmetama kaip vėjas. Teoriniai modeliai prognozuoja, kad vėjo srauto forma turėtų priminti tuščiavidurį kūgį, bet kaip tą patikrinti? Sistemą paprastai stebime iš vienos pusės, tad net ir diskui sukantis vėją matome tokį patį ir negalime pasakyti, ar jis kyla kūgiu, sferiškai ar dar kitaip. Susigaudyti geometrijoje padeda atvejai, kai akrecinis diskas nėra visai plokščias; dabar paskelbta tokios sistemos, Heraklio X-1, analizė. Sistemą sudaro neutroninė žvaigždė ir dvigubai už Saulę masyvesnė „normali“ žvaigždė. Neutroninės žvaigždė sukimosi plokštuma nesutampa su orbitos plokštuma, todėl akrecinis diskas yra išlinkęs. Vadinasi, sistemai sukantis, į mus diskas atsisuka vis kitu kampu. Orbitos periodas trunka 35 paras, taigi astronomai galėjo stebėti sistemos pokyčius ne vienos orbitos metu. Taip jie nustatė, kad dalį orbitos matomas labai tankus vėjas, o dalį – net iki tūkstančio kartų retesnis. Spektro matavimai leido apskaičiuoti ir vėjo greitį – 250-800 km/s. Stebimas savybes gerai paaiškina gana įprastas vėjo geometrijos modelis, pagal kurį vėjas kyla iš gana siauro disko regiono ir, kildamas aukštyn, plečiasi į šalis. Galiausiai vėjo kryptis nusistovi ties maždaug 12 laipsnių kampu į disko plokštumą. Toks modelis vienodai gerai paaiškina ir kvazarų – aktyvių galaktikų branduolių, kuriuose medžiaga krenta į supermasyvią juodąją skylę – vėjus, taigi panašu, kad labai skirtingos masės objektams galioja labai panašūs modeliai. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Astronomy. 

***

Atrodo kaip juodoji skylė, bet nėra. Juodąsias skyles kol kas labiausiai tiesiogiai aptinkame pagal jų šešėlių nuotraukas; gravitacinių bangų signalai irgi laikomi gana tiesioginiais aptikimais. Bet ar galime būti tikri, kad tai, ką manome esant juodąja skyle, iš tiesų tai ir yra? Stygų teorijos specialistai nėra tuo įsitikinę: jų teigimu, kai kurie kiti dariniai iš toli gali apsimesti juodosiomis skylėmis, nors iš arti jų savybes gerokai skiriasi. Topologiniais solitonais vadinami stabilūs erdvėlaikio išsikreipimai. Toks apibrėžimas tinka ir juodosiomis skylėms, bet solitonus sukuria ne masė, o kompaktiškų dimensijų efektsi, kurių paprastai nesimato makroskopiniuose masteliuose. Tiesa, tik tuo atveju, jei stygų teorija, apjungianti kvantinę fiziką ir reliatyvumo teoriją, yra teisingas realybės aprašymas. Tyrimo autoriai apskaičiavo, kaip linksta šviesos spinduliai aplink įvairius solitonus ir kokie vaizdai būtų matomi dideliu atstumu. Atsirinkę objektus, kurių išvaizda iš toli atitinka paprasčiausių nesisukančių juodųjų skylių, jie nustatė, kad iš arti šie objektai turėtų atrodyti ne tamsūs, o išskydę. Fotonai, priartėję prie jų, ima skrieti labai įvairiomis orbitomis, stipriai paraudonuoja, o galiausiai stebėtojo link pasuka iš įvairiausių pusių, taip sukurdami labai neryškų paties solitono ar jo užstojamų darinių vaizdą. Šiandieninius juodųjų skylių šešėlių atvaizdus gali paaiškinti ir solitonai, bet ateityje, atvaizdams gerėjant, modelio prognozes bus galima patikrinti. Kartu tai būtų ir stygų teorijos – ar bent jos dalies – patikrinimas. Tyrimo rezultatai arXiv. 

***

Greitieji radijo žybsniai nuskenavo galaktiką. Greitieji radijo žybsniai yra milisekundžių trukmės radijo spindulių pliūpsniai, kartkartėmis mus pasiekiantys iš įvairių dangaus pusių. Manoma, kad bent dalį jų kuria magnetiniai procesai prie labai stiprų magnetinį lauką turinčių neutroninių žvaigždžių, bet klausimų apie jų prigimtį vis dar lieka daugybė. Žybsniai, skriedami iki mūsų, patiria dispersiją: sąveikaudamos su tarpžvaigždine ir tarpgalaktine medžiaga, žemo dažnio radijo bangos atsilieka nuo aukšto dažnio, todėl žybsnis visada prasideda nuo aukštesnio dažnio ir žemėja. Išmatavę laiko intervalą nuo aukšto iki žemo dažnio žybsnio, galime įvertinti ir kokį medžiagos kiekį kirto radijo spinduliai pakeliui Žemės link. Jei žinome atstumą iki galaktikos, kurioje žybsnis kilo, galime įvertinti vidutinį tarpgalaktinės medžiagos tankį jos kryptimi. O dabar greitieji radijo žybsniai panaudoti pakeliui pasitaikiusios galaktikos tarpžvaigždinės medžiagos tankiui įvertinti. Atradimas padarytas bandant naują radijo žybsniams stebėti skirtą sistemą Apertif Radio Transient System. Sistema susideda iš radijo teleskopo ir programinės įrangos, kuri leidžia automatiškai labai tiksliai identifikuoti žybsnio kryptį bei tikėtinas kilmės galaktikas. Bandymai atlikti dar 2019 metais; per penkias stebėjimų savaites aptikti penki žybsniai ir gana gerai nustatyta visų padėtis. Trys jų nutiko netoli vienas kito dangaus skliaute; atlėkdami jie kirto kaimyninių Andromedos ir Trikampio galaktikų halus. Žinodami šių žybsnių dispersiją, mokslininkai gali įvertinti maksimalų įmanomą plazmos tankį Trikampio ir Andromedos galaktikų apylinkėse. Šis pasirodė esąs nelabai didelis – stulpelio tankis negali viršyti maždaug 1,5 milijardo trilijonų dalelių į kvadratinį centimetrą. Nors pats skaičius nesuvokiamai milžiniškas, išskirsčius daleles per daugiau nei dešimtį kiloparsekų, kiek judėjimo kryptimi tęsiasi halas, vidutinis erdvinis tankis tesiekia 0,05 dalelės į kubinį centimetrą – keliasdešimt kartų mažiau, nei tarpžvaigždinėje terpėje Saulės apylinkėse. Ir tai tik viršutinė riba, nes dalį dispersijos sukelia tarpgalaktinė medžiaga toli nuo šių galaktikų. Aptikus daugiau žybsnių šiame regione, būtų galima įvertinti ne tik aplinkgalaktinės medžiagos tankį, bet ir jos geometrinį pasiskirstymą – išsiaiškinti galaktikų halų formą, jas jungiančių medžiagos tiltų savybes. Žinodami teleskopo aprėpiamą dangaus plotą, mokslininkai įvertino ir tikėtiną bendrą greitųjų radijo žybsnių dažnį: 300-1500 žybsnių visame danguje kasdien, arba po 12-60 per valandą. Tokios sistemos, kaip čia pristatoma, leis fiksuoti nemažą dalį šių žybsnių ir taip gerokai praplėsti supratimą tiek apie juos, tiek apie tarpžvaigždinę ir tarpgalaktinę terpę. Tyrimo rezultatai publikuojami Astronomy & Astrophysics.

***

Galaktikų formos padeda tikrinti kosmologiją. Jokia galaktika nėra visiškai sferinė. Diskinės galaktikos turi aiškią plokštumą, elipsinės paprastai turi vieną ilgiausią ašį, o kitos dvi – trumpesnės. Gretimų galaktikų kryptys dažniausiai nėra atsitiktinės, o artimos viena kitai – taip nutinka tiek dėl jų tarpusavio sąveikų, tiek dėl susijusios formavimosi istorijos. Naujame tyrime analizuojamas didžiausias galaktikų išsitempimo krypčių katalogas ir taip tikrinamos reliatyvumo teorijos prognozės. 1,2 milijono galaktikų, kurių šviesa iki mūsų keliauja 2-6,4 milijardo metų, duomenys panaudoti nustatant tiek pačių pasisukimo krypčių tarpusavio koreliacijas, tiek jų koreliacijas su galaktikų koncentracija erdvėje. Išsitempimo-koncentracijos koreliacija leido apie 20% tiksliau apskaičiuoti struktūrų augimo spartos parametrą, nei vien koncentracijos (galaktikų spiečių identifikavimo) matavimai. Gautasis rezultatas neblogai atitinka reliatyvumo teorijos prognozę, nors ir yra truputį aukštesnis – kitaip tariant, panašu, kad struktūros Visatoje formavosi truputį greičiau, nei prognozuoja standartinis kosmologinis modelis. Pridėjus daugiau galaktikų, kurių atstumai apima didesnį ruožą, bus galima gama tiksliai nustatyti struktūrų augimo greitį per didžiąją dalį Visatos istorujos. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal Letters. 

***

Banguojanti tamsioji materija. Daugiau nei 80% Visatos materijos sudaro tamsioji – mums nežinoma medžiaga, sąveikaujanti, panašu, tik gravitaciškai. Na, gal ir kitaip ji sąveikauja, bet taip silpnai, kad užfiksuoti signalų kol kas nepavyksta. Eksperimentinių duomenų trūkumas leidžia tarpti įvairiausiems teoriniams modeliams, kuriais bandoma paaiškinti tamsiosios materijos prigimtį. Du iš pagrindinių modelių yra Silpnai sąveikaujančių masyvių dalelių (angl. Weakly Interacting Massive Particles arba WIMP) ir aksionų. Abu jie teigia, kad tamsioji materija susideda iš elementariųjų dalelių. Pagal pirmąjį, tos dalelės yra šimtus kartų masyvesnės už protonus ar neutronus, pagal antrąjį – gerokai lengvesnės net už elektronus. Masės skirtumai lemia ir kai kurias elgesio savybes: WIMPai turėtų judėti ir sąveikauti kaip kietos dalelės, o aksionai dėl kvantinių efektų turėtų įgyti bangų savybių. Ar tokie skirtumai pasireiškia makroskopiškai pastebimai? Gali būti, kad taip, pavyzdžiui gravitacinio lęšiavimo vaizduose. Gravitaciniu lęšiavimu vadinamas šviesos spindulių trajektorijų išsikreipimas, jiems judant pro masyvius objektus. Galaktika ar jų spiečius gali tiek iškreipti toliau esančios galaktikos šviesą, kad matomi net keli jos atvaizdai. Stebėdami atvaizdų formą ir šviesį, galime apskaičiuoti visos medžiagos pasiskirstymą šviesą kreipiančioje – lęšiuojančioje – galaktikoje. Atėmę regimosios materijos pasiskirstymą, gauname tamsiosios išsidėstymą. Jau senokai pastebėta, kad standartiniai, WIMP paremti, tamsiosios materijos modeliai negali tiksliai paaiškinti stebimų gravitacinio lęšiavimo signalų – atėmus geriausią modelį iš duomenų, lieka anomalijos. Naujojo tyrimo autoriai apskaičiavo, kaip galėtų atrodyti gravitacinio lęšiavimo signalas, kuriamas banguojančių aksionų tamsiosios materijos halo. Įtraukus banginius efektus, pavyko sukurti lęšiavimo modelį, kuris nepalieka anomalijų, atėmus jį iš realių duomenų. Naujas modelis puikiai susitvarkė net su sistema HS 0810+2554, kurioje matomi trijų foninių galaktikų keturgubi atvaizdai. Toks rezultatas leidžia teigti, kad banguojančios tamsiosios materijos modelis yra bent jau vertinga alternatyva standartiniam WIMP modeliui, o gal ir apskritai teisingiausias nematomos medžiagos Visatoje paaiškinimas. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Astronomy.

***

Ankstyviausias protospiečius. Aplinkinėje Visatoje matome galaktikas, susitelkusias į grupes ir spiečius. Pastarieji gali turėti ir tūkstančius galaktikų, o galaktikos juose yra „gerai išsimaišiusios“ – juda pusiausvyroje su savo pačių, tarpgalaktinės medžiagos ir tamsiosios materijos gravitaciniu lauku. Tokia būsena vadinama virializuota. Tik pradėjęs formuotis galaktikų telkinys nebūna virializuotas – galaktikos jame juda per greitai arba per lėtai. Šie dariniai vadinami protospiečiais. Kada atsirado pirmieji protospiečiai? Tam tikra prasme galima sakyti, kad jie ėmė formuotis iškart po Didžiojo sprogimo – jau tada materija ėmė kauptis į įvairiausio dydžio telkinius, iš kurių galiausiai gimė žvaigždės, galaktikos, spiečiai ir visas kosminis voratinklis. Tačiau įdomiau yra išsiaiškinti, kaip keitėsi protospiečių savybės, šiems formuojantis ir vystantis. Gerėjant teleskopams, protospiečiai aptinkami vis tolimesnėje, taigi ir ankstyvesnėje, Visatoje, o dabar James Webb teleskopu aptiktas ankstyviausias. Septynių galaktikų sankaupa matoma iš laikų, kai Visatos amžius tesiekė 650 milijonų metų, arba penkis procentus dabartinio. Identifikuoti protospiečiui neužteko vien pastebėti galaktikas, dangaus skliaute išsidėsčiusias arčiau viena kitos, nei atsitiktinai; įvertinti ir atstumai iki jų bei judėjimo greičiai viena kitos atžvilgiu, rodantys, kad jos lekia tikrai greitai, apie 1000 km/s. Protospiečius yra apie 20 kartų tankesnis, nei tipinis Visatos regionas tuo metu. Įdomu, kad jame neaptikta Laimano alfa spinduliuotės – šią spektro liniją skleidžia jonizuotos vandenilio dujos. Tai reiškia, kad didžioji dalis (formaliai – bent 45%) vandenilio dujų protospiečiaus tarpgalaktinėje erdvėje dar buvo neutralios, galaktikų spinduliuotė nespėjo jų jonizuoti. Visatos rejonizacija pasibaigė maždaug milijardas metų po Didžiojo sprogimo, taigi rasti daug neutralių dujų turintį protospiečių ankstesniais laikais nėra labai netikėta. Visgi gautieji duomenys padės geriau suprasti rejonizacijos progresą. Tyrimo autoriai apskaičiavo, kad stebimo protospiečiaus masė viršija 400 milijardų Saulės masių – tai tik truputį mažiau, nei Paukščių Tako masė. Iki šių dienų toks protospiečius galėjo išaugti iki dviejų kvadrilijonų Saulės masių; jis būtų palyginamas su masyviausiais spiečiais aplinkinėje Visatoje. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal Letters.

***

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

Laiqualasse