Nors astronomus dažnai pašiepia, kad mes nagrinėjame tik sferines karves vakuume, net ir sferiški dariniai nėra visiškai tolygūs. Dažnai juose galime rasti skirtumų bent tarp išorės ir branduolio. Štai paimkime Žemę – šalta ir kieta pluta gaubia minkštesnę karštesnę mantiją, o ši – skystą ir kietą geležinius branduolius. Mėnulis, pasirodo, irgi turi kietą bei skystą branduolius – nauji modeliai patvirtina anksčiau nepatikima laikytą išvadą. Planetų bei žvaigždžių branduoliai svarbūs ir kai pirmoji krenta į antrąją: nauji modeliai prognozuoja, kaip Jupiterio masės planeta pakeičia žvaigždės, kurioje skęsta, spinduliuotę. Galaktikų branduoliai ne visai sferiniai, tad juose vyksta dar daugiau įdomių reiškinių; kartais juos sukelia dviejų galaktikų prasilenkimas, bet bent jai tolimoje Visatoje tokiais atvejais branduolius apgaubia ir storas dulkių sluoksnis. Kamuolinių spiečių branduoliuose, pačioje Visatos jaunystėje, kurį laiką galėjo egzistuoti supermasyvios žvaigždės. Kitose naujienose – vandens išgavimas iš Mėnulio regolito, Saulės vainiko kaitinimas ir pirmoji subneptūno šviesa. Gero skaitymo!

***

Mėnulio vandenį išgausime mikrobangomis. Mėnulio tyrinėtojams ir kolonistams reikės daug vandens. Atsigabenti jo iš Žemės praktiškai neįmanoma – tai kainuotų daug daugiau, nei visa likusi misija. Tad reikės vandens išgauti iš vietinių medžiagų, randamų Mėnulio paviršiuje. Jau kurį laiką žinome, kad prie Menulio ašigalių esančių kraterių dugne esama vandens ledo telkinių. Taigi ir pirmosios tyrimų stotys planuojamos būtent prie ašigalių, kad galėtų pasiekti ir išgauti ledo luitus. Deja, tie luitai nėra sudaryti iš švaraus ledo; jis sumišęs su visą Mėnulio paviršių dengiančiu regolitu. Tiesą sakant, greičiausiai būtent regolitas ir dominuoja, o ledo tėra keletas procentų. Kaip apdoroti tokį šiek tiek ledo turintį dulkių luitą, kad išgautume iš jo vandenį? Paprastas šildymas, kaip ant indukcinės viryklės, nėra efektyvus – jam reikia daug energijos, be to, ištirpusį dulkių ir vandens mišinį dar reikia kažkaip filtruoti, kas sukelia savų problemų. Dabar mokslininkai eksperimentiškai parodė, kad vandenį iš regolito ir ledo mišinio išgauti galima mikrobangų krosnelėje. Tiesa, krosnelė turi būti specifinė – maždaug 250 vatų galios, apie keturis kartus mažesnės, nei stovinti tipinėje virtuvėje. Joje per maždaug pusvalandį iš įvairių dirbtinio Mėnulio grunto mėginių išgauta nuo pusės iki dviejų trečdalių ten buvusio vandens. Dirbtinio regolito mėginiai, atitinkantys aukštumų bei jūrų grunto savybes, buvo sumaišyti su keliais procentais vandens. Kol vandens juose buvo mažiau nei 10-12%, šildymas mikrobangomis buvo labai efektyvus vandens ištraukimo metodas. Vandens molekulės su mikrobangomis sąveikauja labai stipriai, tad šildant ima migruoti, dažniausiai į šildomo objekto paviršių. Tai paaiškina, kodėl kartais mikrobangėje šildomas maistas paviršiuje sudrėksta. Tuo pačiu principu veikia ir vandens ištraukimas iš regolito. Kai vandens ledo mišinyje pasidaro per daug, molekulėms migruoti tampa sudėtinga ir vandens išgaunama daug mažiau. Bet tokiais atvejais ir indukcinis kaitinimas yra ganėtinai efektyvus. Specializuotas mikrobangų krosneles pagaminti neturėtų būti sunku, tad Mėnulio kolonistai galės gana patogiai išgauti vandenį iš aplink esančių šiek tiek drėgnų paviršiaus dulkių gabalų. Tyrimo rezultatai publikuojami Acta Astronautica.

***

Mėnulis turi kietą branduolį. Jau daugiau nei šimtmetį žinome, kad Žemė susideda iš trijų pagrindinių komponentų: branduolio, mantijos ir plutos. Branduolį galima suskirstyti į dvi dalis: kietą centrinę ir skystą išorinę. Abi sudarytos daugiausiai iš geležies, bet milžiniškas slėgis suspaudžia centrinius 1200 kilometrų į kietą rutulį, nepaisant aukštos temperatūros. Tuo tarpu skystame branduolyje tekančios srovės generuoja Žemės magnetinį lauką. Kituose uoliniuose kūnuose struktūra turėtų būti panaši, bet dažniausiai sunku pasakyti, ar sąlygos centrinėje dalyje palankesnės kietam, skystam ar dvisluoksniam branduoliui egzistuoti. Dabar grupė mokslininkų pateikė kol kas tvirčiausius įrodymus, kad Mėnulis irgi turi tiek kietą, tiek skystą branduolį. Tyrėjai pasitelkė įvairius duomenis – Mėnulio atstumo iki Žemės variacijas, palydovo formos pokyčius dėl Žemės gravitacijos įtakos bei palydovo tankio matavimus – ir sukūrė daugybę Mėnulio struktūros modelių, siekdami nustatyti, kurie iš jų geriausiai šiuos duomenis paaiškina. Skirtingi modeliai apėmė įvairias galimas Mėnulio termodinaminės evoliucijos istorijas – tiek tokias, kuriose palydovo branduolys liko skystas, tiek tokias, kuriose jis visiškai sustingo, tiek dvisluoksnį branduolį sukuriančias. Būtent pastarieji modeliai vieninteliai atkūrė visus stebimus duomenis, o geriausias modelis buvo toks, kuriame kieto branduolio spindulys siekia apie 260 kilometrų, o virš jo plyti apie 100 kilometrų storio skystas branduolys. Nustatytas kieto branduolio spindulys gerai atitinka ankstesnį, dar 2011 metais, gautą rezultatą, paremtą seisminiais matavimais Apollo misijų metų. Tiesa, Apollo duomenys nebuvo pakankamai geri, kad būtų įmanoma tvirtai atmesti alternatyvius branduolio modelius; naujieji rezultatai leidžia tą padaryti. Kietojo branduolio tankis greičiausiai viršija 7800 kilogramų kubiniam metrui, t.y. atitinka geležies tankį, taigi mūsų palydovo branduolys sudėtimi panašus į Žemės. Skystasis branduolys greičiausiai irgi geležinis, taigi iš principo galėtų generuoti magnetinį lauką. Bet žinome, kad Mėnulis globalaus magnetinio lauko neteko bent prieš 3,2 milijardo metų. Kaip tai nutiko, dar aiškinamasi, o šis atradimas prisidės prie paslapties atskleidimo. Žinodami Mėnulio branduolio sandarą dabar, galėsime geriau nustatyti jos raidą nuo pat palydovo atsiradimo. Dar viena išvada, kurią davė modeliai, yra ta, kad Mėnulio mantijoje, prieš jai sustingstant, vyko apsivertimas – viršutiniai regionai sutankėjo ir skendo, o apatiniai kilo į paviršių. Toks procesas paaiškina, iš kur Mėnulio paviršiuje yra geležimi praturtintų mineralų: tai medžiagos, kadaise buvusios arti palydovo branduolio, o vėliau iškilusios į viršų. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature.

***

Saulės vainiką kaitina ne nanožybsniai. Saulės vainikas – išorinis retos plazmos apvalkalas – yra daugybę kartų karštesnis, nei žvaigždės paviršius, arba fotosfera. Paviršiaus temperatūra irgi nemenka, siekia apie 5500 Celsijaus laipsnių, tačiau vainikas įkaitęs iki daugiau nei dviejų milijonų. Kas jį kaitina? Šiuo metu astronomai neabejoja, kad magnetiniai laukai yra pagrindinis veiksnys, perduodantis energiją vainiko plazmai. Bet kaip ta energija perduodama, iki galo neaišku. Yra du pagrindiniai modeliai: nanožybsnių bei Alfveno bangų. Alfveno bangos yra žemo dažnio bangos, kylančios, kai plazmą sudarantys jonai svyruoja ir iškreipia magnetinio lauko linijas, o pastarosios priešinasi jonų judėjimui. Nanožybsniai yra įprastų Saulės žybsnių analogai, tačiau gerokai mažesni. Jų pamatyti praktiškai neįmanoma, nors pastaraisiais metais geriausi Saulės stebėjimams skirti teleskopai identifikavo tokių reiškinių. Visgi manoma, kad nanožybsniai vyksta visame Saulės paviršiuje ir visą laiką, o bendros jų išskiriamos energijos pakanka vainikui įkaitinti. Naujame tyrime gautos išvados verčia abejoti tokiu modeliu: panašu, kad nanožybsnių vyksta per mažai, kad suteiktų vainikui užtektinai energijos. Tyrimo autoriai neišrado magiško būdo fiksuoti visų nanožybsnių, tačiau pasitelkė statistinę didesnių žybsnių analizę. Skirtingo intensyvumo žybsniai nutinka nevienodai dažnai: kuo žybsniai energingesni, tuo jie retesni. Priklausomybė tarp energijos ir dažnumo yra laipsninė, o tyrėjai nusprendė išsiaiškinti, koks gi šio sąryšio laipsnio rodiklis. Tam jie paėmė daugiau nei 600 žybsnių, užfiksuotų 2011-2018 metais, duomenis, o analizei atlikti pasitelkė kone tūkstantį astronomijos studentų. Studentams tai buvo mokomasis tyrimų projektas – nuosekli pasirinkto žybsnio analizė, įvertinant, kiek jo metu išskirta energijos. Turėdami analizės rezultatus, mokslininkai galėjo sugrupuoti žybsnius pagal energiją ir nustatyti kiekvienos energingumo grupės dažnį. Paaiškėjo, kad žybsnių dažnis proporcingas energijai, pakeltai maždaug -1,6 laipsniu. Tai gana nedidelis laipsnio rodiklis, kuris rodo, kad didžioji dalis žybsnių energijos išskiriama retuose, bet energinguose žybsniuose. Jei laipsnio rodiklis būtų mažesnis (labiau neigiamas) nei -2, situacija būtų priešinga – didžioji dalis energijos išsiskirtų mažuose, bet dažnai vykstančiuose žybsniuose. Nors turimi duomenys neapima nanožybsnių, mažai tikėtina, kad priklausomybė labai stipriai pakinta ties mažomis energijomis; o jei pokytis ir yra, daugiau šansų, kad jis yra priešinga – mažėjant energijai, žybsnių dažnumas auga dar mažiau, nei 1,6 laipsniu. Taigi nanožybsniai, nors ir vyksta dažniau nei dideli žybsniai, greičiausiai nesuteikia reikšmingos energijos vainikui. Tad atmetimo būdu galime daryti išvadą, jog vainiko kaitinimui svarbesnės yra Alfveno bangos. Jų tiesiogiai aptikti kol kas irgi nepavyko, bet tikimasi, kad naujausi aplink Saulę skriejantys tyrimų zondai leis užfiksuoti ir šiuos reiškinius. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal.

***

Tolimoje praeityje Marse tekėjo upės. Ar jos buvo plačios, seklios ir lėtos, ar siauros, gilios ir sraunios? Vienas iš būdų tą išsiaiškinti – tyrinėti jų dugnų formas, išlikusias per milijardus metų iki šių dienų. Perseverance darytos nuotraukos Jezero kraterio pakraštyje atskleidžia daugybę švelniai vingiuojančių griovelių, kuriuose matyti įvairaus dydžio rieduliai. Grioveliai greičiausiai buvo daug gilesni, o seklūs tapo dėl vėjo keliamos erozijos. Riedulių dydis rodo, kad vanduo čia tekėjo sparčiai – lėta sekli upė tiesiog nepajėgtų atnešti stambių akmenų. O griovelių gausa ir forma leidžia spręsti, kad upė dalinosi į daug smulkių srautų, kurie tai jungdavosi, tai vėl išsiskirdavo.

***

Ar gali būti, kad Saulės sistemos pakraštyje tūno pirmykštė juodoji skylė? Neseniai iškelta idėja, kad tai gali paaiškinti numanomą Devintąją planetą kažkur sistemos pakraštyje; kol kas jos aptikti nepavyko, matyti tik gravitacinis poveikis – juodoji skylė tokią situaciją puikiai paaiškintų. Apie galimą juodąją skylę mūsų kaimynystėje Sixty Symbols kanale pasakoja vienas iš idėjos autorių James Unwin ir astrofizikė Becky Smethurst:

***

Išmatuota subneptūno skleidžiama šviesa. Egzoplanetas aptinkame beveik vien netiesioginiais būdais – per jų poveikį savo žvaigždėms. Tame nieko keisto – planetos šviesa už žvaigždės silpnesnė milijonus kartų, todėl pamatyti ją tiesiogiai yra ypatingai sudėtinga. Bet, gerėjant teleskopams, tampa įmanomi vis nauji atradimai. Prieš keletą metų pirmą kartą išmatuota didžiausių, už Jupiterį masyvesnių, planetų spinduliuotė, o dabar pirmą kartą tai padaryta už Neptūną mažesnei planetai. Planeta GJ 1224b stebima ir nagrinėjama jau kurį laiką, mat už Neptūną mažesnės planetos labai domina astronomus. Saulės sistemoje neturime planetų, kurių masė būtų tarp Žemės ir Neptūno, tačiau tarp egzoplanetų jų pasitaiko gana dažnai. Jas galima suskirstyti į du pogrupius, įprastai vadinamus superžemėmis ir subneptūnais. Superžemės greičiausiai yra uolinės, o subneptūnus gaubia palyginus stora atmosfera – tai atsispindi jų skersmenyse, kurie antrojo pogrupio reikšmingai didesni, nei pirmojo. Atmosfera greičiausiai sudaryta iš vandenilio, bet kol kas tvirtai to teigti negalėjome. Mat geriausiai ištirtus subneptūnus, tarp jų ir GJ 1214b, gaubia migla – aiškių spektro linijų neturintis aerozolių sluoksnis atmosferos viršuje. James Webb teleskopu atlikti stebėjimai sugebėjo praskleisti šią miglą. Aišku, ne tiesiogiai – paprasčiausiai šių duomenų tikslumo pakako, kad mokslininkai galėtų identifikuoti sugerties linijas iš dujų, esančių virš miglos. Aiškiausiai iš šių linijų matėsi vandenilio linijos, taigi atrodo, kad planetos atmosfera tikrai daugiausiai susideda iš vandenilio. Kartu išmatuota ir planetos skleidžiama šviesa – tiksliau sakant, planetos ir žvaigždės bendro šviesio pokyčiai, planetai judant orbita. Taip nustatyta, kad dieninė planetos pusė įkaista iki 280 Celsijaus laipsnių, o naktinė – iki 160. Planeta atspindi apie pusę į ją krentančios žvaigždės šviesos – tai gana daug, Saulės sistemoje panašiai atspindi Jupiteris, Venera – dar daugiau, o kitos planetos – gerokai mažiau. Įdomu, kad planetos atmosferoje atrasta ir gana daug vandens garų bei įvairių už helį sunkesnių elementų pėdsakų. Bendrai atmosferos masė sudaro apie kelis procentus planetos masės, kaip ir tikėtasi remiantis planetų evoliucijos modeliais. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature.

***

Valgomų planetų poveikis žvaigždėms. Kiekviena žvaigždė gyvenimo pabaigoje išsipučia į milžinę. Tarp į Saulę panašių žvaigždžių maždaug kas dešimta turi Jupiterio masės ar didesnę planetą, besisukančią orbita, kurios spindulys mažesnis už numatomą milžinės spindulį. Taigi kas dešimta žvaigždė gyvenimo pabaigoje turėtų suvalgyti po dujinę milžinę. Naujame tyrime nagrinėjama, kokį poveikį valgoma planeta turi žvaigždei. Pasitelkę skaitmeninius modelius, tyrėjai apskaičiavo, kaip vystosi 1-10 Jupiterio masių planetos, kai jas apgaubia didėjanti 1-2 Saulės masių žvaigždė. Planetos orbitos periodas visais atvejais siekia apie mėnesį, o pilnas įkritimas į žvaigždę užtrunka 100-1000 orbitų, arba 10-100 metų. Priartėjusi prie žvaigždės centro arčiau, nei maždaug Saulės spindulys, planeta suardoma dėl žvaigždės gravitacijos. Iki suardymo planeta garuoja ir lėtėja žvaigždės išoriniame sluoksnyje – konvekciniame apvalkale. Daugeliu atvejų planetos perduodama energija išsisklaido žvaigždėje daugmaž tolygiai ir žvaigždė paryškeja apie porą kartų per keletą metų. Planetai suirus, žvaigždės šviesis išlieka padidėjęs dar iki šimtmečio. Dar vienas būdas aptikti valgomą planetą – žvaigždės virpesių matavimas. Žvaigždėje judanti planeta labai pakeičia tiek virpesių dažnių pasiskirstymą, tiek jų priklausomybę nuo žvaigždės sukimosi. Jei planeta masyvesnė nei penki Jupiteriai, o žvaigždė ypač arti gyvenimo pabaigos, planetos poveikis didesnis – žvaigždės išorinis apvalkalas ima plėstis viršgarsiniu greičiu. Tada žvaigždė sušvinta žybsniu, vadinamu raudonąja nova. Tokių žybsnių kartais aptinkama; iki šiol nebuvo aišku, kas juos sukelia. Tyrėjų skaičiavimais, planetų suvalgymai gali paaiškinti didžiąją dalį blausių raudonų novų, įvykstančių Galaktikoje. Įdomu, kad visais nagrinėtais atvejais planeta suardoma anksčiau, nei suteikia žvaigždei pakankamai energijos ir judesio kiekio momento, kad visiškai numestų išorinius jos sluoksnius. Būtent toks scenarijus dažnai naudojamas norint paaiškinti planetų egzistavimą prie baltųjų nykštukių atstumais, gerokai mažesniais už žvaigždės-milžinės spindulį. Naujieji rezultatai verčia abejoti šio scenarijaus tikėtinumu. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Galaktikos centre dvinarių nėra. Žvaigždės paprastai formuojasi grupėse ar spiečiuose, tad neretai gimsta ne vienišos, o dvinarės ar trinarės. Bet Paukščių Tako centre yra kitaip – dvinarių ten apskritai nepavyko rasti. Galaktikos centre aptinkama daug žvaigždžių, besisukančių aplink supermasyvią juodąją skylę. Dalis jų yra masyvios ir jaunos, maždaug šešių milijonų metų amžiaus; kitos – mažesnės ir senos, gyvenančios jau daugiau nei milijardą metų. Stebimos šios žvaigždės daugiau nei du dešimtmečius; gausūs ilgalaikiai duomenys leidžia gana tiksliai nustatyti jų orbitas. Nei viena žvaigždžių pora nėra dvinarė sistema – visos juda nepriklausomai. Bet tai neįrodo, kad dvinarių iš tiesų nėra; galbūt jos tiesiog skrieja labai glaudžiai, tad vizualiai atrodo kaip vienas šviesos šaltinis? Naujojo tyrimo autoriai nusprendė patikrinti tokią hipotezę, matuodami žvaigždžių spektrus. Jei dvinarės žvaigždės komponenčių neįmanoma išskirti vizualiai, jos gali atsiskleisti spektre periodiškai susidvejinančiomis linijomis. Dvinarei sukantis orbita, kartais viena žvaigždė artėja mūsų link, o kita tolsta, kartais abi juda į šalis. Artėjančios žvaigždės šviesa pamėlynuoja, tolstančios – parausta, taigi spektro linijos pasidalina į dvi, o kai žvaigždės juda į šalis, pokyčio nėra ir matome vieną liniją. Tyrėjai išmatavo labai detalius 28 žvaigždžių – 16 jaunų ir 12 senų – spektrus. Nei viename nepastebėta linijų pasidalijimo. Tai vienareikšmiškai neįrodo, kad dvinarių Galaktikos centre nėra apskritai – gali būti, kad astronomai tiesiog nesėkmingai pasirinko stebėjimų taikinius. Bet statistiškai tai mažai tikėtina: su 95% patikimumu galima teigti, jog dvinarę kompanionę turi mažiau nei kas antra žvaigždė. Turint omeny, jog vidutiniškai Galaktikoje dvinarėse sistemose randame apie 70% visų žvaigždžių, akivaizdu, kad centre jų tikrai gerokai mažiau. Kodėl taip yra? Galimos kelios priežastys. Pirmoji – formavimasis: Galaktikos centre žvaigždės formuojasi diske aplink juodąją skylę, o ne debesyje. Gali būti, kad diske mažiau šansų atsirasti dvinarėms. Antroji – juodosios skylės gravitacija, kuri gali suardyti pernelyg arti priskridusią dvinarę. Jau seniau žinojome, kad toks procesas greičiausiai vyksta, mat iš Galaktikos centro lekia hipergreitos žvaigždės – viena iš dvinarės suardymo pasekmių. Dabar žinome, kad dvinarių suardymas ten vyksta ypatingai efektyviai. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal.

***

Galaktikos burbulai – tankūs ir dvitemperatūriai. Iš Paukščių Tako centro, statmenai Galaktikos plokštumai, kyla du milžiniški karštų dujų burbulai. Pirmosios jų užuominos aptiktos dar praeito amžiaus pabaigoje rentgeno spindulių nuotraukose, vėliau 2009 metais – gama spindulių ruože, o prieš keletą metų pilnas burbulų vaizdas užfiksuotas vėlgi rentgeno spindulių teleskopu. Burbulų aukštis siekia apie 10 kiloparsekų – daugiau, nei atstumas nuo Galaktikos centro iki Saulės. Jų kilmė iki šiol nėra galutinai nustatyta, nors panašu, kad burbulai nėra ypatingai seni – susiformavo ne daugiau nei prieš keliolika milijonų metų. Dauguma burbulų modelių remiasi prielaida, kad jų spinduliuotę sukelia dujos, gerokai karštesnės už aplink esančias, bet naujame tyrime pristatomi duomenys, rodantys priešingai. Pasitelkę rentgeno spindulių teleskopą Suzaku, mokslininkai labai detaliai išnagrinėjo dalies burbulų ir aplinkinių retų dujų savybes. Taip jie gavo du netikėtus rezultatus. Pirmasis – dujos yra dviejų temperatūrų. Dalies temperatūra siekia kelis šimtus tūkstančių kelvinų – jos pakanka, kad dujų slėgis efektyviai priešintųsi gravitacijai ir dujos nekristų Galaktikos centro link; tokia temperatūra vadinama virialine. Dalis dujų yra karštesnės. Antrasis rezultatas – tiek virialinių, tiek karštesnių dujų yra ir burbule, ir aplink jį. Taigi ryški rentgeno spinduliuotė burbuluose kyla ne dėl dujų temperatūros. Vienintelis kitas parametras, lemiantis spinduliuotės intensyvumą, yra dujų koncentracija. Vadinasi, burbuluose dujos paprasčiausiai yra tankesnės, nei aplinkoje. Spinduliuotė kyla burbulų kraštuose, taigi greičiausiai dujos buvo sustumtos iš vidinių Galaktikos dalių. Iš principo dujas sustumti galėjo tiek supernovų sprogimai, tiek centrinės juodosios skylės aktyvumas. Tyrimo autorių teigimu, burbulo dujų cheminė sudėtis rodo, jog labiau tikėtinas pirmasis variantas, bet atsakymas į šį klausimą vis dar lieka neaiškus. Burbulai randami daugelyje galaktikų, tačiau kitose dėl didelio atstumo negalime jų nagrinėti taip gerai, kaip savojoje. Taigi Paukščių Tako burbulų analizė padeda suprasti visų galaktikų raidą. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Astronomy.

***

Paslėpti aktyvūs branduoliai tolimose galaktikose. Aktyviu galaktikos branduoliu vadinama supermasyvi juodoji skylė ir į ją sparčiai krentančios dujos. Dujos įkaista iki milžiniškų temperatūrų ir ima spinduliuoti panašiai tiek, kiek visos galaktikos žvaigždės kartu sudėjus, arba net ir daugiau. Kad susiformuotų aktyvus branduolys, dujos turi atmigruoti iki galaktikos centro, o tą padaryti nėra taip jau lengva. Toliau galaktikoje judančios dujos turi netekti didelės dalies judesio kiekio momento – šis tvarus fizikinis dydis nusako, kaip stipriai objektas sukasi ar skrieja orbita. Vienas iš būdų dujoms netekti judesio kiekio momento – supurtymai, nutinkantys galaktikai sąveikaujant su kaimyne. Aplinkinėje Visatoje pastebėta koreliacija, kad arti esančių galaktikų poros dažniau turi aktyvius branduolius, nei tokio pat dydžio ir formos galaktikos, neturinčios porininkių. Ištirti, ar šis sąryšis galiojo ir praeityje, t.y. tolimoms galaktikoms, sudėtinga, nes sunku tiksliai išmatuoti atstumus iki jų. Bet dabar mokslininkai įveikė šį iššūkį ir išnagrinėjo, ar kaimynių turėjimas veikė galaktikų aktyvumą prieš 7-11 milijardų metų. Daugelis galaktikų tokiu atstumu – tie laikai vadinami „kosminiu vidurdieniu“, nes tada Visatoje sparčiausiai formavosi žvaigždės – buvo stebėtos tik fotometriniais detektoriais. Jie palyginus greitai duoda neblogą informaciją apie galaktikos dydį ar masę, bet nuotolį įvertinti leidžia tik labai apytikriai. Jei matome dvi galaktikas vieną šalia kitos dangaus skliaute, tai nebūtinai reiškia, kad jos artimos ir trimatėje erdvėje, mat atstumai nuo mūsų iki jų gali labai skirtis. Naujojo tyrimo autoriai sugalvojo, kaip šiuos neapibrėžtumus įtraukti į analizę. Kiekvienai numanomai galaktikų porai jie priskyrė tikimybę, kad jos iš tiesų artimos, ir analizuodami didesnį statistinį svorį suteikė poroms, kurių tikrumo tikimybė aukštesnė. Taip jie ištyrė šimtus tūkstančių galaktikų, ieškodami, kurios turi aktyvius branduolius. Beveik jokio ryšio su kaimynėmis nerasta – nepriklausomai nuo atstumo poroje, galaktikos masės, atstumo iki mūsų ar branduolio šviesio, tiek poras turinčiose, tiek vienišose galaktikose jų pasitaiko panašiai dažnai. Tiesa, vienas ryšys visgi atrastas: aktyvūs branduoliai, matomi infraraudonųjų, bet ne rentgeno spindulių ruože, dažniau pasitaiko galaktikose su porininkėmis. Jei atstumas iki kaimynės mažesnis nei 25 kiloparsekai – apie triskart daugiau, nei nuo Saulės iki Paukščių Tako centro, tokių aktyvių branduolių dalis išauga daugiau nei dvigubai, lyginant su izoliuotomis galaktikomis. Matomumas infraraudonųjų, bet ne rentgeno spindulių ruože reiškia, kad aktyvų branduolį gaubia labai daug dulkių; jos sugeria rentgeno spindulius ir įkaista, o pačios spinduliuoja infraraudonai. Tad galima daryti išvadą, jog prieš maždaug 10 milijardų metų artimos galaktikų sąveikos atnešdavo daug dulkėtų dujų į galaktikų centrus ir įžiebdavo branduolius, tačiau tai toli gražu nebuvo vienintelė ar net pagrindinė branduolių aktyvumo priežastis. Tuo metu, kai branduoliai išstumdavo dulkes iš savo aplinkos, galaktikos jau būdavo arba nutolusios viena nuo kitos, arba susijungusios į vieną. Tyrimo rezultatai publikuojami MNRAS.

***

Lęšiuota supernova parodo Visatos plėtimąsi. Šviesa Visatoje juda ne visai tiesiomis trajektorijomis. Kiekvienas masyvus kūnas iškreipia erdvę aplink save, o erdvės geometrija, savo ruožtu, lemia šviesos judėjimą. Jei kreipiantis kūnas – pavyzdžiui galaktikų spiečius – pakankamai masyvus ir ne idealiai sferiškas, matysime kelis už jo esančių objektų atvaizdus. Dar įdomiau yra tai, kad atvaizdus matysime skirtingu metu, mat jų šviesa iki mūsų keliauja skirtingą laiko tarpą. Laiko skirtumai gali siekti net ir keletą metų. Aišku, bendras žvaigždės ar galaktikos vaizdas per keletą metų nepasikeičia, bet jei joje nutinka koks nors trumpalaikis reiškinys, galime jį stebėti keletą kartų. Lengviausiai pamatomas iš tokių reiškinių yra supernovos sprogimas. Būtent toks nutiko 2014 metais vienoje tolimoje galaktikoje, kurios šviesa sukuria net šešis atvaizdus mūsų danguje. Supernova, pavadinta švedų astronomo Refsdalio, apskaičiavusio tokių skirtingo laiko atvaizdų savybes, vardu, 2014 metais aptikta keturiuose iš atvaizdų. Šviesą iškreipiančio galaktikų spiečiaus modeliai rodė, kad viename atvaizde supernovos sprogimas turėjo matytis praeito amžiaus pabaigoje, bet buvo nepastebėtas. Paskutiniame atvaizde supernova sužibto turėjo 2015-ųjų rudenį. Taip ir nutiko, praktiškai tiksliai pagal prognozę. Dabar paskelbta nauja penkių atvaizdų analizė, kuria siekiama apskaičiuoti Visatos plėtimosi spartos vertę. Laiko skirtumas tarp atvaizdų iš esmės priklauso nuo dviejų parametrų: lęšiuojančio objekto masės pasiskirstymo ir Visatos plėtimosi greičio. Pirmasis nurodo, kaip santykinai skiriasi atvaizdų šviesos keliai tarpusavyje, antrasis – kiek laiko šviesa keliauja nuo šaltinio iki mūsų. Nors galaktikų spiečiaus masės pasiskirstymo tiksliai ir nežinome, galime gana patikimai jį atkurti pagal tą patį lęšiuotos galaktikos vaizdą – skirtingas masės išsidėstymas paslinktų atvaizdus kitur, pakeistų jų dydį ar formą. Taigi tyrimo autoriai patikrino kelis galimus masės pasiskirstymo modelius, apjungė juos su supernovos atvaizdų pasirodymo laiku ir apskaičiavo, kaip greitao plečiasi Visata. Plėtimosi greitis nurodomas vadinamuoju Hablo parametru (arba konstanta). Jis išreiškiamas kaip greitis, tenkantis tam tikram atstumui ir reiškia, kad tuo atstumu esantis kūnas dėl Visatos plėtimosi nuo mūsų tolsta parametro nurodomu greičiu. Gautoji parametro vertė yra apie 66,6 kilometro per sekundę vienam megaparsekui. Paklaidų ribose ji puikiai sutampa su verte, apskaičiuota remiantis kosminės foninės spinduliuotės netolygumų stebėjimais. Kita vertė, gaunama stebint supernovų sprogimus aplinkinėje Visatoje, yra apie 10% didesnė. Šių verčių nesutapimas, vadinamas Hablo įtampa, jau keletą metų neduoda ramybės astronomams. Nepriklausomi būdai įvertinti Hablo parametrą, tokie kaip šis, yra kritiškai svarbūs siekiant įtampą panaikinti. Tyrimo rezultatai publikuojami Science.

***

Supermasyvios žvaigždės pirmuosiuose spiečiuose? Pirmosios žvaigždės Visatoje formavosi iš dujų, kurias sudarė vien vandenilis, helis ir truputėlis ličio. Be sunkesnių cheminių elementų dujos prasčiau vėsta, tad žvaigždės gali būti masyvesnės, nei šiandieninės. Kai kurie modeliai prognozuoja netgi supermasyvių žvaigždžių, tūkstančius kartų masyvesnių už Saulę, egzistavimą. Tokios žvaigždės gyventų ne ilgiau nei porą milijonų metų, taigi jų jau seniausiai nebelikę. Ar galime išsiaiškinti, ar jos kada nors egzistavo ir kokios buvo? Gali būti, kad atsakymas teigiamas: mokslininkai sako radę būtent supermasyvių žvaigždžių aplinkos praturtinimo pėdsakų seniausios žinomos galaktikos kamuoliniuose spiečiuose. Išvada gauta apjungus naujausius labai tolimos galaktikos GN-z11 stebėjimus, Paukščių Tako kamuolinių spiečių stebėjimus ir supermasyvių žvaigždžių nukleosintezės modelius. GN-z11 yra galaktika, kurios šviesa iki mūsų keliauja apie 13,3 milijardo metų; kitaip tariant, matome ją tokią, kokia ji buvo Visatai esant vos pusės milijardo metų amžiaus. Galaktikos spektro analizė atskleidė, jog joje netikėtai daug azoto, lyginant su deguonimi. Paukščių Tako kamuoliniuose spiečiuose kai kurios žvaigždės irgi turi azoto perteklių, lyginant su deguonimi, tačiau ne visos. Vienas iš modelių, galinčių paaiškinti tokią anomaliją, yra būtent supermasyvios žvaigždės. Jei spiečiaus formavimosi pradžioje ten gimė supermasyvi žvaigždė, joje vykstančios termobranduolinės reakcijos galėjo sukurti išskirtinai daug azoto; žvaigždei mirštant, azotas pasklido netolygiai, tad jo perteklių įgijo tik dalis toliau spiečiuje besiformuojančių žvaigždžių. Modelio prognozuojama azoto gausa puikiai atitinka tiek Paukščių Tako kamuolinių spiečių, tiek GN-z11 savybes. Pridėjus faktą, kad galaktika yra gana kompaktiška – žvaigždžių koncentracija joje atrodo labai aukšta – tikėtina, jog GN-z11 turi vieną ar kelis besiformuojančius kamuolinius spiečius, kuriuos visai neseniai (iš stebimo laikotarpio atskaitos taško) praturtino supermasyvios žvaigždės. Modeliai taip pat prognozuoja aukštesnes anglies ir neono gausas, lyginant su deguonimi, nei šiandieninėse žvaigždėse – šią prognozę bus galima patikrinti išmatavus detalesnį GN-z11 spektrą. Kitų panašiu atstumu esančių galaktikų spektrai irgi padėtų nustatyti, ar supermasyvių žvaigždžių scenarijus yra universalus, ar pasitaiko tik dalyje galaktikų. Tyrimo rezultatai publikuojami Astronomy & Astrophysics.

***

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

Laiqualasse