Kam nepatinka žiūrėti į banguojančią jūrą? Nuolat, tačiau ne identiškai, atsikartojantis judėjimas ramina ir kitaip teigiamai veikia mūsų sąmonę. Kosmose bangų irgi daug – tiek gravitacinių, tiek ir tokių „paprastų“, analogiškų vandens bangoms. Nors palyginus su atmosfera, kosmose visiškas vakuumas, jis nėra idealus, o net ir didžiuliais atstumais nutolusios dalelės gali banguoti, jei banga didesnė už tarpusavio nuotolį. Praėjusios savaitės naujienose randame keletą banguotų pranešimų. Čia ir pasiūlymas panaudoti neutroninių žvaigždžių gravitacines bangas Saulės sandarai tirti, ir seisminės bangos Marso branduolyje, ir Didžiojo Magelano debesies keliamos bangos Paukščių Tako struktūroje. Kitose naujienose – potvyniniai žvaigždžių suardymai bei jų panaudojimas tarpinės masės juodųjų skylių paieškai, greitųjų radijo žybsnių statistinė analizė, natriu garuojantis asteroidas bei planetų formavimasis Mažajame Magelano debesyje. Gero skaitymo!

***

Viena garsiausių kosmose darytų nuotraukų yra „Žemė patekėjimas“ – Apollo 8 misijos metu įamžinta Žemė, kylanti virš Mėnulio horizonto. Praeitą savaitę analogišką nuotrauką padarė privačios Japonijos kompanijos ispace ervėlaivis Hakuto-R, skridęs orbitoje aplink Mėnulį. Nuotraukos metu erdvėlaivį nuo Mėnulio paviršiaus skyrė vos 100 kilometrų. Įdomu, kad nuotrauka daryta kaip tik Saulės užtemimo metu, taigi ant Žemės matyti Mėnulio šešėlis, dengiantis dalį Australijos ir aplinkinių kraštų. Hakuto-R misijos tikslas buvo nutūpdyti Mėnulyje pirmąjį visiškai komercinį zondą; ankstesnis Izraelio bandymas baigėsi nesėkmingai. Deja, Hakuto-R bandymui sėkmė irgi nenusišypsojo – trečiadienį kompanijos atstovai pripažino, kad zondas „nusileido kietai“, t.y. sudužo.

***

Gravitacinės bangos Saulės tyrimams. Kol kas gravitacinių bangų detektoriai sugeba užfiksuoti tik ekstremalių procesų skleidžiamus signalus – juodųjų skylių irba neutroninių žvaigždžių susijungimus. Artimoje ateityje situacija keisis: vis jautresni detektoriai leis pažvelgti į nuolatines gravitacines bangas, kurias skleidžia besisukantys nesimetriški kūnai. Stipriausias toks signalas turėtų sklisti iš neutroninių žvaigždžių – jų paviršiuje turėtų būti įvairiausių netolygumų. Stebėdami ir analizuodami šiuos signalus, galėsime sužinoti labai daug apie neutroninių žvaigždžių sandarą, evoliuciją ir tuos pačius netolygumus. Ir ne tik: gravitacinės bangos gali duoti žinių ir apie terpę, pro kurią juda, pavyzdžiui mūsų Saulę. Praktiškai visa materija yra permatoma gravitacinėms bangoms, taigi ir pro Saulę jos skrieja kiaurai – neutroninės žvaigždės, patekusios dangaus skliaute už Saulės, nuo gravitacinių detektorių nepasislėps. Bet šiek tiek pasikeis, mat Saulės gravitacija iškreipia pro šalį skrendančias gravitacines bangas. Naujojo tyrimo autoriai apskaičiavo, kiek pasikeistų trijų neutroninių žvaigždžių skleidžiamos gravitacinės bangos, joms judant už Saulės disko. Šios žvaigždės yra kol kas vienintelės žinomos, kurių padėtis danguje kasmet pridengia Saulė. Skaičiavimai rodo, kad gravitacinio lęšiavimo signalą turėtų užfiksuoti jau pirmieji detektoriai, jautrūs nuolatiniam gravitacinių bangų fonui. Norint įvertinti signalo kitimą skirtingose Saulės disko vietose, reikėtų dar šimtą kartų jautresnio detektoriaus; tokio progreso galima tikėtis per dešimtmetį ar kiek daugiau. Per tą laiką galima laukti ir daugiau neutroninių žvaigždžių atradimų, taigi informacijos apie Saulės gelmių struktūrą, tikėtina, surinkti pavyks daug. Ta informacija – masės pasiskirstymas Saulės viduje. Kol kas apie tokias Saulės savybes galime spręsti tik iš helioseismologinių – Saulės virpesių – stebėjimų, bet jų interpretacija dažnai nevienareikšmiška. Turėdami ir juos, ir gravitacinių bangų lęšiavimo duomenis, galėsime daug geriau patikrinti Saulės struktūros modelius. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Asteroido uodegos sandara. Tiek asteroidai, tiek kometos yra maži netaisyklingos formos kūnai. Pagrindinis jų skirtumas, kuriuo remiasi ir apibrėžimas, yra sudėtis: asteroidai daugiausiai uoliniai arba metaliniai, o kometose yra daug ledo. Priartėjus prie Saulės, ledas garuoja ir kartu išsinešdamas dulkes suformuoja uodegą. Taigi kometos turėtų būti uodeguotos (ar bent galėti tokias suformuoti), o asteroidai – ne. Bet pasitaiko ir išimčių. Viena jų yra asteroidas 3200 Fajetonas, aplink Saulę skriejantis maždaug pusantrų metų trukmės orbita. Vos aptikus jį 1983 metais pastebėta, kad Fajetono orbita beveik tiksliai sutampa su dulkių srautu, iš kurio kyla meteorų Geminidų lietus. Pasiūlyta hipotezė, kad gal asteroidas išmeta dulkes panašiai kaip kometa. 2009 metais pastebėta Fajetono uodega – ją asteroidas įgyja trumpam, artimiausioje Saulei orbitos dalyje – perihelyje. Bet uodegą sudarantis dulkių kiekis, lyginant su Geminidų meteorus sukeliančiu, labai mažytis. Dabar nauji duomenys pridėjo dar vieną keistenybę: pasirodo, Fajetono uodegą sudaro ne dulkės, o natrio dujos. Atradimas padarytas stebint Fajetoną Saulės stebėjimų observatorija SOHO, pernai gegužę perihelio metu. Ši observatorija turi spektrografą, kuriuo darytose nuotraukose matyti, jog Fajetonas skleidžia natrio spektro linijų šviesą, o dulkių infraraudonosios spinduliuotės – ne. Įdomu, kad SOHO spektrografas originaliai turėjo filtrą, kuris blokavo šias natrio linijas – Saulės tyrimams jos tik trukdo, – bet laikui bėgant filtras susidėvėjo ir dabar natrį galima stebėti. Atradimą patvirtina ir skaičiavimai: Saulės šviesos garinamas natris tikrai turėtų judėti būtent taip, kaip matoma Fajetono aplinkoje. Natrio spinduliuotė aptikta ir archyviniuose duomenyse, apimančiuose 1997-2022 metų laikotarpį. Šia savybe Fajetonas primena įvairias arti Saulės praskrendančias kometas. Tuo tarpu keli kiti asteroidai, kurie irgi kartais pasidabina uodegomis, natriu nespindi. Kaip asteroidas gali turėti pakankamai gana lakaus metalo atsargų? Atsakymas į šį klausimą gali paaiškinti ir Geminidų meteorų kilmę. Gali būti, jog prieš kelis tūkstančius metų Fajetonas susidūrė su kitu, mažesniu, kūnu. Smūgis atsikėlė dalį Fajetono, pažėrė gausybę dulkių ir apnuogino regionus, iki tol buvusius giliai po paviršiumi. Dulkės pasklido orbitoje ir dabar sukelia Geminidų lietų, o apnuogintose uolienose esantis natris vis dar garuoja, Fajetonui skriejant pro Saulę. Tyrimo rezultatai publikuojami The Planetary Science Journal.

***

Marso vėjų modeliavimas. Kai prieš daugiau nei pusšimtį metų pro Marsą praskrido pirmieji orbitiniai zondai ir nusileido Vikingai, astronomai pamatė sausą ir negyvą pasaulį. Ne vieną dešimtmetį jie galvojo, kad Marso paviršius laikui bėgant praktiškai nekinta. Ten juk nėra skysto vandens, nėra tektoninių plokščių, atmosfera reta, o meteoritų smūgiai – taip pat labai reti (iki maždaug 1994 metų apskritai retas mokslininkas asteroidų smūgius į planetų paviršių laikė realia galimybe). Bet vėliau, gausėjant duomenims ir tyrimų misijoms, vaizdas tapo sudėtingesnis. Marso paviršius nuolat kinta; nors ir reta, jo atmosfera gali išjudinti paviršiaus smėlynus, tad įvairiose vietose gausios kopos nuolat mainosi. Kaip šie pokyčiai vyksta, numatyti sudėtinga, mat procesas labai kompleksiškas, priklausomas ne tik nuo vėjo, bet ir nuo paviršiaus sąlygų, reljefo, smėlio sandaros. Skaitmeniniai modeliai gali padėti jį sekti, bet susiduria su skyros ir dydžio problemomis. Norėdami išskirti pavienes kopas, turime modeliuoti sistemą mažesniu nei dviejų metrų masteliu. Bet tada skaičiavimo resursų pakanka tik labai nedideliam regionui tirti ir neįmanoma nustatyti, pavyzdžiui, kaip kintančios kopos keičia vėjo sroves didesniais masteliais. Norėdami ištirti didelį regioną, mokslininkai priversti mažinti modelio skyrą ir praranda informaciją apie pavienes kopas, vėjo poveikį joms ir grįžtamąjį kopų pasikeitimų poveikį vėjui. Dabar grupė mokslininkų sukūrė metodą, kuris apjungia abiejų ankstesnių modeliavimo variantų privalumus. Jie apjungė globalų statišką Marso klimato modelį, vidutinio mastelio (tūkstančių kilometrų) dinamišką modelį ir smulkų hidrodinaminį modelį. Kiekvienam modeliui didesniojo rezultatai pritaikyti kaip pradinės ar kraštinės sąlygos, t.y. užduodančios sistemos savybes už skaičiuojamo regiono ribų. O mažesnių modelių rezultatus, savo ruožtu, galima įtraukti į didesnius modelius kaip pataisas. Naudodami šį modelį, tyrėjai apskaičiavo vėjo judėjimą Nili pateroje, krateryje netoli Marso pusiaujo, kuriame matomas maždaug Vilniaus dydžio kopų laukas. Modelis sėkmingai atkūrė tiek nusistovinčias kopų formas, tiek tipinius vėjo srautus regione ir jo apylinkėse. Taigi naujasis metodas leidžia modeliuoti didelius – bent šimtų kilometrų – Marso regionus ir tiksliai sekti tikėtiną kopų kitimą juose mažesniu nei poros metrų masteliu. Turėdami tokius duomenis, misijų planuotojai galės saugiau parinkti zondų nusileidimo vietas, kad būtų galima tyrinėti įdomias ir dinamiškas Marso vietas, tačiau išvengti pavojaus prietaisui būti užpustytam klajojančių kopų. Ilgesnėje perspektyvoje žinoti, kur ir kaip juda kopos, bus labai svarbu ir žmonių misijoms Raudonojoje planetoje – tiek planuojant nusileidimą, tiek rengiant paviršinių ekspedicijų maršrutus. Tyrimo rezultatai publikuojami PLoS One.

***

Seisminės bangos Marso branduolyje. XX a. pradžioje geologai išsiaiškino, jog Žemė turi branduolį, mat seisminės bangos per jį sklinda kitaip, nei per aukščiau esančią mantiją. Dabar pirmą kartą branduoliu sklindančios seisminės bangos aptiktos Marse. Atradimas padarytas nagrinėjant archyvinius NASA zondo InSight duomenis. 2018-2022 metais dirbęs paviršinis zondas tyrinėjo Marso drebėjimus, kylančius dėl vėjo, tektoninių procesų ir meteoritų smūgių. Dviejų įvykių – vieno tikro drebėjimo ir vieno meteorito smūgio, – nutikusių už tūkstančių kilometrų nuo zondo, duomenyse aptikti bangų, judėjusių pro branduolį, požymiai. Tokios bangos lūžta ir pakinta du kartus – iš mantijos eidamos į branduolį ir iš jo grįždamos į mantiją. Lyginant jų atvykimo laiką su bangomis iš to paties įvykio, kurios atsklido tiesiai mantija, galima sužinoti labai daug informacijos apie branduolį. Štai dabar mokslininkai nustatė, kad branduolio spindulys siekia apie 1800 kilometrų, o jo tankis kiek daugiau nei šešis kartus viršija vandens. Abu dydžiai yra šiek tiek didesni, nei gauta ankstesniais vertinimais, tačiau iš esmės atitinka Saulės sistemos formavimosi modelių prognozes. Panašu, kad Marso branduolys yra visiškai skystas, priešingai nei Žemės, kuri centre turi kietą branduolį. Tai gali paaiškinti, kodėl Marsas neturi magnetosferos: visiškai skystame branduolyje nesusidaro konvekcinės srovės, galinčios palaikyti dinamo efektą ir generuoti magnetinį lauką. Galiausiai, bangų sklidimo greitis branduolyje rodo, kad jo sudėtis yra netikėtai „lengva“ – geležis sumišusi su daugiau nei 20% lengvesnių elementų, daugiausiai sieros, anglies, deguonies ir vandenilio. Kaip šie elementai, ypač vandenilis, pateko į Marso branduolį, neaišku. Atsakymo į šį klausimą paieškos padės geriau suprasti ir visą Raudonosios planetos formavimosi istoriją. Tyrimo rezultatai publikuojami PNAS.

***

Mažojo Magelano debesies planetos. Žvaigždžių ir planetų formavimasis dažniausiai tiriamas Paukščių Take – kitose galaktikose tiesiog pernelyg sunku išskirti pakankamai mažus regionus ar objektus. Visgi technologinis progresas atveria naujas galimybes. Čia, kaip galima tikėtis, svarbų vaidmenį vaidina James Webb kosminis teleskopas. Naujuose juo surinktuose duomenyse kaip niekad gerai atsiveria žvaigždėdaros regionas kaimyninėje Mažojo Magelano debesies galaktikoje. Ši galaktika įdomi tuo, kad ji, kaip ir daugelis mažų galaktikų, turi gerokai mažiau metalų, nei Paukščių Takas. Metalais astronomai vadina visus cheminius elementus, sunkesnius už helį. Akivaizdu, kad jie labai svarbūs planetų formavimuisi. Pagal standartinę planetų formavimosi teoriją, tiek uolinės, tiek dujinės planetos prasideda nuo uolinio branduolio. Jei šis išauga iki 20 Žemės masių ar daugiau, planeta gali prisitraukti ir išlaikyti vandenilio ir helio atmosferą ir tampa dujine milžine, priešingu atveju lieka uolinė arba ledinė. Kad formuotųsi uolinis branduolys, pirmiausia reikia dulkių protoplanetiniame diske, kurios kimba tarpusavyje ir virsta uolienomis. Dulkės daugiausiai susideda iš anglies ir silicio junginių, kitaip tariant, metalų (astronomiškai šnekant). Ar jų gali pakakti planetoms formuotis aplinkoje, kur metalų bendrai paėmus penkis kartus mažiau? Pasirodo, taip. Ištyrę žvaigždėdaros regioną NGC 346, astronomai aptiko 500 dar besiformuojančių žvaigždžių, o daugumos jų spektrai pasižymi sustiprėjusia infraraudonąja spinduliuote. Toks sustiprėjimas atsiranda dėl dulkių, kurios sugeria dalį žvaigždės skleidžiamų spindulių, įkaista ir ima spinduliuoti infraraudonajame ruože. Apskaičiuotas dulkių kiekis daugiau nei pakankamas planetoms suformuoti. Įdomu, kad panašų metalų kiekį, kaip šiandien Mažasis Magelano debesis, Paukščių Tako dydžio galaktikos turėjo prieš 11 milijardų metų, vadinamojo „kosminio vidurdienio“ metu. Tuo metu Visatoje sparčiausiai formavosi žvaigždės, o iš šio tyrimo aišku, kad prie jų tikrai galėjo formuotis ir planetos. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Astronomy.

***

Didžiojo Magelano debesies poveikis. Paklaustas, kokia artimiausia galaktika Paukščių Takui, dažnas turbūt atsakytų, kad Andromeda. Ir taip, tai yra artimiausia „laisva“ galaktika, nepriklausanti Paukščių Tako palydovų šeimai. Tačiau aplink mūsų Galaktiką sukasi ne viena dešimtis palydovių. Didžiausia jų yra Didysis Magelano debesis, kurio masė siekia bent 10% Paukščių Tako. Atstumas iki palydovės – apie 60 kiloparsekų, mažiau nei dešimtadalis atstumo iki Andromedos, taigi gravitacinis Magelano debesies poveikis Paukščių Takui daug didesnis, nei didžiosios kaimynės. Naujame apžvalginiame straipsnyje aptariamas įvairialypis Didžiojo Magelano debesies poveikis mūsų Galaktikai. Pagrindinės priežastys, kodėl verta tikėtis nemenko palydovės poveikio, yra dvi: padėtis orbitoje ir sąveikos laikas. Didysis Magelano debesis, panašu, tik neseniai pirmą kartą praskrido orbitos aplink Paukščių Taką pericentrą – artimiausią mums tašką. Jei tai būtų ne pirma orbita, abiejų galaktikų sąveika būtų nusistovėjusi į tam tikrą pusiausvyrą. Tačiau dabar pusiausvyrai pasiekti dar nebuvo pakankamai laiko. Jei atstumas būtų daug didesnis, natūralu tikėtis, kad ir poveikis būtų mažesnis. Labiausiai tiesioginis Magelano debesies poveikis yra žvaigždžių bei dujų telkinių orbitų pakeitimas artimoje aplinkoje. Taigi stebėdami žvaigždes Magelano debesies kryptimi, galime tikėtis pamatyti neįprastų trajektorijų, kurios rodytų žvaigždę buvus išsviestą pasikeitusio gravitacinio lauko. Kitas, mažiau akivaizdus bet ne mažiau svarbus, poveikis pasireiškia per visą Galaktiką. Panašiai, kaip Mėnulis sukelia potvynius skirtingai stipriai traukdamas artimesnę ir tolimesnę Žemės puses, taip ir Magelano debesies trauka priešingose Galaktikos pusėse skiriasi. Todėl kyla potvynio banga, tik sudaryta iš žvaigždžių, dujų ir tamsiosios materijos. Centrinė Paukščių Tako dalis įgyja greitį išorinių regionų atžvilgiu, kurie, savo ruožtu, irgi nejuda visi vienodai. Judėjimo skirtumai stipriausiai pasireikšti turėtų žvaigždžių srautuose, kurie lieka Paukščių Takui prarijus mažą kaimyninę galaktiką. Šiandieniniai stebėjimų duomenys yra kaip tik ant ribos, kai Magelano debesies kuriami efektai turėtų tapti matomi. Tyrėjai tikisi jų aptikti Gaia teleskopo duomenų rinkiniuose. Atradus minimas bangas, ar netgi ir neatradus, bus galima tiksliau įvertinti abiejų galaktikų mases, tamsiosios materijos halų formas ir orbitą. Apžvalginį straipsnį rasite Galaxies.

***

Tarpinės juodosios skylės žvaigždes valgo netvarkingai. Kai žvaigždė priartėja pernelyg arti juodosios skylės, pastarosios gravitacija gali ją suardyti į dujų srautą. Šis procesas pirmą kartą teoriškai nagrinėtas prieš daugiau nei 30 metų, bet detalės neaiškios iki šiol. Pavyzdžiui, dar visai neseniai dauguma teorinių modelių naudojo supaprastinimą, laikydami žvaigždę arba vientiso tankio rutuliu, arba paprastai kintančio tankio sfera. Pastaruoju metu situacija keičiasi, modeliai tampa vis labiau realistiški. Ir jie atskleidžia įvairių galimų žvaigždės suardymo scenarijų, apie kuriuos anksčiau mokslininkai net nepagalvodavo. Pavyzdžiui, naujame darbe nustatyta, kad į Saulę panašios žvaigždės, lėkdamos pro tarpinės masės juodąsias skyles, suirtų per keletą etapų ir išsitaškytų plačiai į šalis. Tarpinės masės juodosiomis skylėmis vadinami objektai, kurių masė siekia nuo 100 iki kelių dešimčių tūkstančių Saulės masių. Priešingai nei žvaigždinių (3-100 Saulės masių) ir supermasyvių (daugiau nei keli šimtai tūkstančių Saulės masių), tarpinės masės juodųjų skylių egzistavimas kol kas nėra įrodytas, nepaisant daugybės bandymų. Viena iš problemų jas aptikti – silpni ir neaiškūs spinduliuotės signalai jų aplinkoje. Žvaigždines juodąsias skyles aptinkame, kai jos ryja kompanionės medžiagą dvinarėje sistemoje, supermasyvias – pagal aplinkinių žvaigždžių ir dujų judėjimą arba ryjant tas dujas. Tarpinės juodosios skylės neturi nei kompanionių, nei pakankamai stiprios gravitacijos, kad pakeistų žvaigždžių judėjimą reikšmingai didelėje aplinkoje. Tačiau jos turi vieną privalumą, lyginant su kitomis – ryškius žvaigždžių suardymus. Žvaigždinės masės juodosios skylės žvaigždę suardyti galėtų nebent šiai pralėkus labai labai arti, o ir suardymo sukeliamas žybsnis būtų labai blausus. Supermasyvios juodosios skylės gali praryti žvaigždę jos nesuardžiusios. Tarpinės masės juodosios skylės išvengia abiejų problemų. Naujojo tyrimo autoriai, naudodami skaitmeninius hidrodinaminius modelius, ištyrė, kaip vystytųsi Saulės masės ir panašaus amžiaus žvaigždės, skrisdamos įvairiomis trajektorijomis pro juodąsias skyles, kurių masė siekia nuo 10 iki 10000 Saulės masių. Žvaigždžių struktūra apskaičiuota naudojant geriausią šiuolaikinį tam skirtą modelį MESA, taigi išskirti tankio pokyčiai tiek žvaigždės branduolyje, tiek aplink jį esančiose spindulinėje ir konvekcinėje zonose. Skirtingas medžiagos tankis lemia, kad lėkdama pro juodąją skylę, žvaigždė dažniausiai nėra suardoma iš karto. Priešingai, pirmos sąveikos metu nutraukiami tik rečiausi išoriniai sluoksniai. Tiesa, to pakanka, kad žvaigždė būtų įtraukiama į orbitą aplink juodąją skylę. Iki sekančio praskridimo ji išsiplečia, tad antra sąveika nutraukia jau daugiau medžiagos. Tai tęsiasi dar keletą kartų, kol galiausiai lieka tik žvaigždės branduolys – jis dažnai išsviedžiamas šalin. Praskridimų skaičius priklauso nuo juodosios skylės masės: 10 Saulės masių juodoji skylė žvaigždę sutaršo per 16 orbitų, 100 Saulės masių – per penkias. Nors aprašytas scenarijus nėra vienintelis įmanomas, jis turėtų būti pakankamai dažnas, kad galime tikėtis pagal jį aptikti tarpinės masės juodąsias skyles. Pasikartojantys ardomos žvaigždės žybsniai būtų puikus indikatorius egzistuojant juodąją skylę, o žybsnių dažnumas bei šviesis leistų įvertinti ir jos masę. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Ryškiausias potvyninis žvaigždės suardymas. Kalbant apie žvaigždžių suardymus lekiant pro juodąsias skyles (žr. naujieną aukščiau), galimai aptiktas energingiausias ir ryškiausias toks įvykis. Trumpalaikis reiškinys (angl. transient – taip įvardijami visi astronominiai reiškiniai, nutinkantys ar reikšmingai pakintantys per keletą metų ar mažiau) ZTF20abrbeie – dėl atsitiktinės raidžių kombinacijos tyrėjų pramintas „Barbe“ – pirmą kartą užfiksuotas dar 2020 metais, bet iki šiol duomenys gulėjo neapdoroti. Jis aptiktas automatizuota sistema ieškant trumpalaikių reiškinių didžiuliuose astronominių duomenų kataloguose – pastaruoju metu toks įdomių reiškinių aptikimo būdas taikomas vis dažniau. „Barbė“ pasirodė esanti labai tolimas įvykis – jos šviesa iki mūsų keliavo 7,8 milijardo metų. Įvertinę tokį atstumą, astronomai netruko apskaičiuoti, kad reiškinys taip pat yra ryškiausias iš visų žinomų trumpalaikių įvykių. Jo maksimalus šviesis net šimtą kartų viršijo ryškiausios supernovos. Yra tik du žinomi reiškinių tipai, pasiekiantys tokį ryškį: aktyvių galaktikų branduolių žybsniai ir žvaigždžių suardymai prie juodųjų skylių. „Barbės“ spektre neaptikta tipinio aktyvaus branduolio disko požymių, taigi pirmąjį paaiškinimą galima atmesti. Belieka žvaigždės suardymas. Keletas žinomų suardymų buvo pasiekę panašų šviesį, bet „Barbė“ išsiskiria dar vienu požymiu – ji trunka daug ilgiau. Nors nuo pirmo aptikimo praėjo daugiau nei dveji metai, žybsnis tebesitęsia, nors šiek tiek ir priblėsęs, lyginant su maksimumu. Tiesa, šviesa, keliaudama iki mūsų, išsitempė ir laike, taigi iš tikro matome dvigubai trumpesnę reiškinio evoliuciją. Bet net ir 500 dienų yra neįprastai ilgas potvyninis žvaigždės suardymas. Sprendžiant iš maksimalaus šviesio bei trukmės, tyrimo autorių skaičiavimu, „Barbė“ kilo, kai maždaug 14 kartų už Saulę masyvesnę žvaigždę suardė 100 milijonų Saulės masių juodoji skylė galaktikos centre. Paprastai tokios masyvios juodosios skylės žvaigždes praryja tiesiai, be suardymo, bet masyvi žvaigždė greičiausiai buvo išsiplėtusi į supermilžinės stadiją. Tokioje būsenoje jos tankis buvo labai mažas, todėl žvaigždė suiro ir suformavo dujų žiedą. Kuo juodoji skylė masyvesnė, tuo jos aplinkoje procesai, tokie kaip akrecija, vyksta lėčiau – tai paaiškina ir didelę žybsnio trukmę. Tolesni stebėjimai leis patikrinti šią interpretaciją bei aptikti pačią galaktiką – kol kas jos archyviniuose duomenyse pamatyti nepavyko. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Prieš ketverius metus paskelbta pirmoji juodosios skylės šešėlio nuotrauka. Galaktikos M87 centre esantis tamsus objektas ir jų supančios dujos išskirti į neryškų žiedą su keliais sutankėjimais. Dabar, pasitelkę dirbtinio intelekto galimybes, mokslininkai atvaizdą gerokai paryškino. Apie tai, kaip šis patobulinimas padarytas, pasakoja Dr. Becky:

***

Pasikartojantys radijo žybsniai – artimesni? Greitieji radijo žybsniai (angl. Fast Radio Bursts, FRB), aptikti 2007 metais, yra milisekundžių trukmės santykinai galingi radijo spinduliuotės pliūpsniai. Jie mus pasiekia iš įvairių dangaus skliauto pusių, taigi galima drąsiai teigti, jog jų šaltiniai yra už Paukščių Tako ribų. Kas juos sukelia, kol kas iki galo neaišku. Greičiausiai šaltiniai yra kelių rūšių, mat ir pačius žybsnius galima suskirstyti į grupes. Aiškiausia perskyra – dalis žybsnių kartojasi, o kiti – ne. Tiesa, pasikartojančių žybsnių nėra daug: vos keli procentai iš daugiau nei 500 žinomų iš viso. Dabar pristatytas duomenų rinkinys, kuriame identifikuoti dar 25 nauji pasikartojantys FRB. Duomenys surinkti 2019-2021 metų laikotarpiu, naudojant specialų radijo bangų teleskopą CHIME, įrengtą Kanadoje. Viena iš sistemų, įrengtų teleskope, skirta greitam žybsnių padėties identifikavimui. Nustačius keletą žybsnių toje pačioje dangaus vietoje, vertinama, ar jų dispersija panaši, o jei taip, jie priskiriami vienam šaltiniui. Radijo bangų dispersija – tai skirtingo dažnio bangų atsklidimas šiek tiek skirtingu metu, nes tarpžvaigždinė ir tarpgalaktinė medžiaga truputį sulėtina bangų sklidimą, priklausomai nuo jų dažnio. Panašiai, kaip skirtingas šviesos bangų sklidimo greitis stikle išskaido baltą šviesą į vaivorykštę, taip ir radijo bangų dispersija vieną milisekundės trukmės plataus dažnių ruožo žybsnį praplečia iki sekundę-kitą trunkančio žemėjančio dažnio švilpesio. Kuo dispersija didesnė, tuo didesnis medžiagos kiekis, pro kurį sklido radijo bangos, taigi analizuodami FRB, galime įvertinti ir tarpgalaktinės bei tarpžvaigždinės medžiagos tankį įvairiomis kryptimis. Išnagrinėjus visus dabar žinomus FRB, nustatyta, kad pasikartojantys žybsniai vidutiniškai turi nežymiai, bet reikšmingai mažesnę dispersiją, nei vienkartiniai. Kokios šio skirtumo priežastys – neaišku. Pasikartojantys šaltiniai per stebėjimų laikotarpį paskleidė nuo dviejų iki 12 žybsnių; tokie nedideli pasikartojimų skaičiai leidžia spręsti, kad ir kai kurie šaltiniai, dabar laikomi vienkartiniais, iš tiesų kartojasi, tik gana retai. Gausesni duomenys apie FRB įvairovę – svarbus žingsnis supratimo apie jų kilmę link. Toliau charakterizuojant pačius žybsnius ir jų galaktinę aplinką, kuriant fizikinius spinduliuotę paaiškinančius modelius, šią Visatos paslaptį irgi įminsime. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal.

***

Foninė spinduliuotė ir struktūros augimas. Kosminė foninė spinduliuotė yra mikrobangų fotonų fonas, užpildantis visą Visatą. Jis susiformavo praėjus vos 380 tūkstančių metų po Didžiojo sprogimo, kai Visatos medžiaga atvėso tiek, jog protonai ir elektronai pirmą kartą sukibo į vandenilio atomus. Iki tol su medžiaga sumišusi spinduliuotė staiga galėjo sklisti netrukdoma – šie fotonai ir matomi kaip fonas. Nors iki šių dienų jų bangos ilgis išsitempė daugiau nei tūkstantį kartų, santykiniai fotonų, sklindančių iš skirtingų pusių, intensyvumai išlaiko informaciją apie medžiagos netolygumus ankstyvojoje Visatoje. Iš tų netolygumų formavosi galaktikos ir jų spiečiai, taigi analizuodami foninę spinduliuotę, galime suprasti, kaip vyko struktūros formavimasis. Foninė spinduliuotė šiam tikslui gali pasitarnauti ir kitu būdu: kaip kintančių struktūrų „apšvietimas“. Fotonai, iki pasiekdami mus, praskrido pro daugybę augančių galaktikų ir spiečių, kurių gravitacija pakeitė jų bangos ilgius ir trajektorijas. Nors negalime pasakyti, kiek buvo iškreiptas kiekvienas konkretus fotonas, bendro pobūdžio pokyčius visame fone įmanoma išmatuoti. Neseniai tas ir padaryta naudojant naujausius, tiksliausius duomenis apie foninės spinduliuotės intensyvumo ir poliarizacijos variacijas. Čilėje esančiu Atakamos kosmologijos teleskopu (ACT) 2007-2022 metais stebėtas dangus mikrobangų diapazone. Nors teleskopas negali matyti viso dangaus, pietinį dangų jis stebėjo detaliau, nei kosminiai mikrobangų fonui skirti teleskopai. Paskutinis teleskopo duomenų rinkinys pakankamai detalus, kad būtų įmanoma beprecedentiškai tiksliai įvertinti, kiek foninę spinduliuotę iškraipė tarp jos ir mūsų esanti medžiaga – daugiausiai tamsioji materija, sudaranti galaktikų ir spiečių halus. Medžiagos pasiskirstymą galima apibendrinti parametru, vadinamu materijos svyravimų lygiu, arba sigma-8. Jis nurodo, kiek daugiau materijos yra aštuonių megaparsekų regione aplink kokią nors materijos sankaupą, nei tikėtumėmės rasti atsitiktinai pasiskirsčiusios materijos atveju. Foninės spinduliuotės matavimai apriboja ne paties sigma-8, bet jo kombinacijos su materijos santykiniu tankiu vertę. Gautasis rezultatas – maždaug 0,818 – idealiai atitinka standartinio kosmologinio modelio prognozes, paremtas vien foninės spinduliuotės netolygumų matavimais. Nors abu vertinimai nėra visiškai nepriklausomi – tiek vienas, tiek kitas remiasi kosmine fonine spinduliuote – jų tarpusavio atitikimas duoda svarbią išvadą: materijos telkimasis į spiečius visą Visatos istoriją vyko pagal vienodą kosmologinį modelį. Pastaraisiais metais, tikslėjant kosmologiniams matavimams, pastebėtas neatitikimas tarp dviejų būdų įvertinti Visatos plėtimosi greitį. Būdas, paremtas foninės spinduliuotės stebėjimais, duoda mažesnę vertę, nei paremtas aplinkinių galaktikų stebėjimais. Vienas galimas neatitikimo sprendimas būtų pakeisti kosmologinį modelį taip, kad struktūrų formavimasis pastaruosius keletą milijardų metų vyktų lėčiau, nei anksčiau. Naujieji rezultatai tokią hipotezę paneigia. Daugybės galaktikų stebėjimai irgi leidžia įvertinti sigma-8; šiuo metu tokie duomenys apriboja šio parametro evoliuciją per pastaruosius devynis milijardus metų. Artimiausiu metu tyrimo autoriai tikisi palyginti savo rezultatus su galaktikų stebėjimų duodamais; taip jie galės dar tiksliau įvertinti, kaip vyko struktūrų formavimasis Visatai senstant. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

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

Laiqualasse