Sprogimai visada įspūdingi – ar juos matome kino filme, ar realiame kosmose. Čia jų būna visokiausių, bet dažniausiai vienaip ar kitaip sproginėja žvaigždės. Tarp tokių naujienų praeitą savaitę randame novos analizę, rodančią, kad šis sprogimas ne toks jau paprastas. Labai senų supernovų pamatyti neišeina, bet dabar pirmą kartą aptikta žvaigždė, kurią praturtino porinio nestabilumo supernovos. Ir dar numatyta, jog žvaigždžių sprogimai gali sukelti pastebimas gravitacines bangas. Kitose naujienose – karšųjų jupiterių kaimynai, greitojo Saulės vėjo kilmė ir seniausios sudėtingos organinės molekulės. Gero skaitymo!

***

Greitojo Saulės vėjo kilmė. Saulės vėjas – energingų dalelių srautas, plūstantis iš žvaigždės – nėra vienalytis. Jį sudaro dvi komponentės: lėtasis ir greitasis vėjas. Lėtasis vėjas sklinda 300-500 km/s, o greitasis – 750 km/s greičiu. Skiriasi ir jų temperatūra bei cheminė sudėtis. Jau seniai žinoma, kad greitasis vėjas sklinda iš regionų, vadinamų „vainiko skylėmis“. Kai Saulė neaktyvi, skylės matomos tik arti jos ašigalių, todėl greitasis vėjas sklinda toli nuo Saulės sistemos plokštumos ir Žemės nepasiekia. Aktyvumui išaugus, kaip nutinka kas 11 metų, skylių atsiranda įvairiose Saulės vietose, tad ir greitojo vėjo padaugėja. Vainiko skylės yra regionai, kuriuose Saulės magnetinis laukas, užuot formavęs kilpas arti žvaigždės paviršiaus, išsidriekia tolyn į aplinką. Neabejojama, kad būtent magnetinio lauko konfigūracija ir atsakinga už greitojo vėjo paleidimą, bet tikslus mechanizmas iki šiol nebuvo aiškus. Dabar Parker Solar Probe duomenys leido nustatyti, kaip susidaro greitasis vėjas. 2018 metais paleisto zondo tikslas – ištirti regioną prie pat Saulės, kurio anksčiau nebuvo pasiekęs joks žmonių kurtas aparatas. Šiame regione, kelių-keliolikos Saulės spindulių atstumu nuo žvaigždės, vainikas pereina į Saulės vėją, taigi zondas gali stebėti vėją sudarančius medžiagos srautus, kol jie nėra susimaišę tarpusavyje. Naujojo tyrimo autoriai pastebėjo, jog dalelių srautas zondo aplinkoje nuolat kito, tarsi zondas skrietų pro paskiras čiurkšles. Čiurkšlių dydžiai ir atstumai tarp jų gerai dera su struktūromis Saulės paviršiuje. Tos struktūros – vadinamosios supergranulės, žyminčios didžiausius konvekcinius srautus, kuriais karšta plazma kyla iš žvaigždės gelmių į paviršių. Supergranulių kraštuose susidaro priešingi srautai, kuriais šaltesnė plazma leidžiasi gilyn. Ji kartu nusitempia ir magnetinį lauką ir labai jį sustiprina, mat besileidžiantys srautai daug siauresni už kylančius. Iš šių srautų ir paleidžiamas greitasis vėjas. Parker zondas išmatavo ir vėją sudarančių dalelių energijas. Tarp jų aptikta dalelių, kurių energija šimtus kartų viršija vidutinę. Tokią aukštą energiją dalelei suteikti gali tik vienas procesas – magnetinis persijungimas. Taip vadinamas susisukusių magnetinio lauko linijų staigus pasikeitimas, kurio metu linijos tampa daug tiesesnės, o didelė dalis magnetinio lauko energijos išlaisvinama kitomis formomis. Viena tų formų – dalelių kinetinė energija, kurią Parker zondas ir aptiko. Alternatyvus Saulės vėjo kilmės paaiškinimas – dalelių įgreitinimas magnetinėmis bangomis plazmoje – tokių aukštų energijų suteikti negali. Geresnis supratimas apie greitojo vėjo savybes leis geriau prognozuoti jo judėjimą Žemės link ir galimą pavojų, kurį jis kelia mūsų erdvėlaiviams, palydovams bei žmonėms. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature.

***

Dirbtinė fotosintezė kosmoso kolonizavimui. Fotosintezė – procesas, puikiai žinomas iš biologijos: sugerdami Saulės šviesą, augalai anglies dvideginį ir vandenį verčia cukrumi, pakeliui išskirdami deguonį. Iš principo terminas apima ir kitokias galimas reakcijas, kurių visų esmė – šviesos energijos panaudojimas gaminti cheminiams junginiams, kuriuos vėliau galima panaudoti kaip energijos šaltinį. Toks procesas bus labai reikalingas ir kosmoso kolonistams. Pavyzdžiui, Mėnulyje, kur dvi savaites trunka diena, o vėliau dvi savaites – naktis, gebėti sukaupti energiją ir ją saugoti bus tiek gyvybiškai svarbu. Energijos kaupimo būdų reikės ir Marse. Abiejose vietose, taip pat kosminėse stotyse ir kitur reikės ir įvairių cheminių medžiagų gamybos būdų – pradedant deguonimi, bet toli gražu juo neapsiribojant. Naujame darbe apžvelgiamos šiandieninių technologijų galimybės įveikti šiuos iššūkius. Pramonėje naudojami įvairūs fotoelektrocheminiai (PEC) procesai; jų panaudojimas ateityje turėtų vis plėstis, nes gali reikšmingai prisidėti prie anglies dvideginio kiekio atmosferoje mažinimo. Naujojo tyrimo autoriai įvertino, kaip kai kurios technologijos – skirtos vandens skaidymui į vandenilį ir deguonį bei anglies dvideginio surinkimui verčiant jį smalkėmis arba metanu – galėtų būti pritaikytos Mėnulyje bei Marse. Pasirodo, vandens skaidymo prietaisai Mėnulyje gali būti netgi efektyvesni, nei Žemėje. Tai puikios žinios Mėnulio tyrimų stočių planavimui, nes jos, bent pirmosios, bus įrengiamos pietų ašigalyje, kur gausu vandens ledo. Iš jo galėdami pasigaminti ne tik geriamo vandens, bet ir raketinio kuro, o perteklinę energiją sukaupdami baterijose, kolonistai tikrai turės geresnius šansus išlaikyti koloniją stabilią. Marse PEC procesai lėtesni, nei Žemėje, iš esmės dėl silpnesnės Saulės šviesos. Visgi ir jie naudingi išnaudojant atmosferos anglies dvideginį ir verčiant jį deguonimi. Ateityje šiuo tyrimu bus galima remtis tikrinant ir kitus prietaisus ar technologijas, siūlomus palengvinti Mėnulio, Marso ar kitų vietų kolonistų gyvenimą. Be to, vien žinoti, kad technologija gali gerai veikti, nepakanka – reikia dar ją ir sukurti bei nugabenti į vietą. Iš kitos pusės, žinodami, kuri technologija perspektyviausia, mokslininkai ir inžinieriai galės sutaupyti labai daug laiko ir kitų resursų, kurių nereikės gaminant naujus nepavykusių technologijų prototipus. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Communications.

***

Čiurkšlės Marso magnetiniame apvalkale. Marsas neturi nuolatinio magnetinio lauko. Visgi Saulės vėjas indukuoja magnetosferą, kad ir silpną. Ji turi panašias sudedamąsias dalis, kaip ir nuolatinė Žemės magnetosfera – smūginę bangą, uodegą ir vadinamąjį magnetinį apvalkalą. Tai yra tarpinis regionas tarp magnetopauzės, kurioje Saulės vėjo dalelių praktiškai nėra visai, ir regiono už smūginės bangos, kur Saulės vėjas plinta nevaržomai. Žemės magnetiniame apvalkale kartais aptinkamos čiurkšlės – tankesnės irba greitesnės plazmos srautai. Dabar pirmą kartą toks reiškinys aptiktas Marse. NASA zondo MAVEN, kuris nuo 2014 metų tyrinėja Marso atmosferos ir Saulės vėjo sąveiką, duomenyse aptikti trys įvykiai su charakteringais čiurkšlių požymiais. Ankstesni zondai negalėjo analogiškų reiškinių aptikti, nes čiurkšlės atsiranda ir išnyksta per greitai – vos per porą minučių. Taigi čiurkšlės gali susidaryti ir gerokai kitokioje aplinkoje, nei Žemės magnetosfera – tai svarbu bandant suprasti jų prigimtį ir ruošiantis analizuoti egzoplanetų magnetosferų duomenis. Žemės magnetosferoje čiurkšlės sukelia bangas, kurios patenka ir į magnetopauzę, perduoda jai energijos ir sukelia pašvaistes. Analogiškų magnetinių reiškinių Marse aptikimas ir analizė padės geriau suprasti, kaip ir kodėl Marso atmosfera pabėga į kosmosą, bei apskritai išsiaiškinti, kaip vystosi įvairūs magnetiniai procesai planetų aplinkoje. Tyrimo rezultatai publikuojami Science Advances.

***

Marse yra gausybė puikiai žinomų kraterių – ypač Gale ir Jezero, kuriuos tyrinėja atitinkamai Curiosity ir Perseverance marsaeigiai. Tačiau aplink Marsą skrieja ir ne vienas orbitinis zondas, kurie duoda labai daug žinių apie visą planetą, o ne tik jos pavienius regionus. Marso apžvalgos zondas (Mars Reconnaisance Orbiter) – vienas jų, veikiantis jau nuo 2005 metų. Prieš pusantrų metų jis aptiko visiškai šviežią kraterį, o čia matote dvi nuotraukas – regiono prieš ir po kraterio atsiradimo. 

***

Karštieji jupiteriai – ne vienišiai. Pirmosios aptiktos planetos prie panašių į Saulę žvaigždžių buvo karštieji jupiteriai – dujinės milžinės, skriejančios taip arti savo žvaigždės, kad planetos temperatūra pakyla iki šimtų Celsijaus laipsnių. Jų egzistavimas visiškai apvertė tuometinį supratimą apie planetų formavimąsi. Anksčiau astronomai manė, kad planetų sistemos turėtų būti panašios į Saulės sistemą, su mažomis planetomis prie žvaigždės ir didelėmis toliau. Toks išsidėstymas turi ir fizikinį paaiškinimą: protoplanetinis diskas arčiau žvaigždės yra plonesnis ir karštesnis, dėl to ten yra mažiau medžiagos, iš kurios gali augti planetos, ir dujinei milžinei užaugti tiesiog neįmanoma. Karštieji jupiteriai parodė, kad planetos visai nebūtinai formuojasi ten, kur jas randame – dujinės planetos, gimusios toli nuo žvaigždės, gali atmigruoti arti prie jos. Kaip ta migracija vyksta? Iš dalies atsakymą pasufleruoja kitos planetos sistemoje, arba jų nebuvimas. Jei Jupiterio masės planeta migruoja santykinai greitai – orbitos elipsiškumas išauga iki artimo vienetui, t.y. planeta ima skrieti beveik tiesiai žvaigždės link – ji išsvaido kitas planetas lauk, tad sistemoje turėtų likti tik ji ir galbūt tolimos planetos, esančios už dujinės milžinės formavimosi regiono. Jei planeta migruoja lėtai – praktiškai neišklysdama iš apskritiminės orbitos, tik virtusios labai glaudžia spirale – ji gali prasilenkti su kitomis planetomis ir šios lieka savo orbitose arti žvaigždės. Karštųjų jupiterių sistemose praktiškai nėra aptikta kitų planetų, taigi buvo manoma, jog jie migravo sparčiai. Tačiau naujame tyrime daroma kitokia išvada: bent dalis karštųjų, ir dauguma šiltųjų, jupiterių turi kompanionių, taigi migravo lėtai. Tyrimo autoriai pasitelkė visą pirminės Keplerio teleskopo misijos duomenų rinkinį, apimantį ketverius stebėjimų metus, ir ieškojo Jupiterio spindulio planetų tranzitų laiko variacijų. Tranzitų laiko variacija – tai nedideli nuokrypiai nuo tikslaus tranzitų pasikartojimo periodiškumo. Ji atsiranda dėl planetos gravitacinės sąveikos su kitomis planetomis sistemoje – judėdamos savo orbitomis, jos kaimynę traukia netolygiai ir iškraipo jos judėjimą. Štai Žemės metų trukmė varijuoja iki 30 minučių – ne vien dėl planetų traukos, tačiau šis efektas vienas svarbiausių. Jupiterio masės planetų Keplerio duomenyse buvo kiek daugiau nei 100, tarp jų pavyko rasti 16 su aiškiomis tranzitų laiko variacijomis. Nors duomenų imtis nedidelė, statistinė analizė atskleidė aiškią tendenciją, jog tranzitų laiko variacijos tuo dažnesnės, kuo ilgesnis planetos orbitos periodas. Tačiau ir artimiausios savo žvaigždėms planetos kartais pasižymi variacijomis: viena varijuojanti planeta skrieja mažesniu nei dviejų parų, kita – apie penkių parų periodu. Apskritai tyrėjai įvertino, kad tranzitų laiko variacijomis pasižymi, taigi ir gretimų planetų sistemoje turi, 6-18% Jupiterio spindulio planetų, kurių periodas neviršija 10 parų. Tokios planetos tikrai patenka į karštųjų jupiterių klasę. Tarp šiltųjų jupiterių – tų, kurių orbitos periodas yra tarp 10 ir 300 parų – tranzitų laiko variacijomis greičiausiai pasižymi apie 70% planetų. Šiame įvertinime atsižvelgta ir į tai, kad greičiausiai ne kiekvienos planetos variacijos bus aptiktos, net jei jos egzistuoja – tiek dėl stebėjimų netobulumų, tiek dėl orbitos konfigūracijos. Tokia tendencija leidžia daryti išvadą, jog dujinės planetos artyn prie žvaigždės migruoja įvairiai: vienos labiau apskritiminėmis orbitomis, kitos mažiau. Kuo orbita labiau ištęsta, tuo daugiau šansų, kad planeta priartės labai arti žvaigždės, tada dėl pačios žvaigždės gravitacijos orbita grįš į apskritiminę formą ir gausime karštąjį jupiterį; jei orbita ne tiek ištęsta, priartėjimas bus mažesnis ir gausime šiltąjį jupiterį. Kuo mažiau ištęsta orbita, tuo daugiau šansų kitoms planetoms išsilaikyti sistemoje, todėl šiltieji jupiteriai kompanionių turi dažniau, nei karštieji. Bet ir pastarieji, pasirodo, ne visada išsvaido kompaniones lauk. Taigi planetų migracija, net ir šiuo ekstremaliu atveju, yra įvairialypė ir sudėtingesnė, nei buvo galima manyti iki šiol. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astronomical Journal.

***

Ilgiausios garuojančios egzoplanetos uodegos. Kuo planeta arčiau savo žvaigždės, tuo ji labiau įkaista. Jei temperatūra pakyla pakankamai aukštai – tiksli vertė priklauso nuo žvaigždės ir planetos savybių, bet kalba eina apie šimtus ar net tūkstančius laipsnių Celsijaus – planetos atmosfera ima sparčiai garuoti, o žvaigždės gravitacija ją dar stipriau atplėšia. Tada, panašiai kaip kometa, planeta pasidabina uodegomis. Tik uodegos būna nukreiptos į priešingas puses – viena driekiasi prieš planetą, kita už jos. Dabar aptikta ilgiausia tokia uodegų pora – net 53 kartus ilgesnė už planetos skersmenį. Aptikti uodegą iš principo galima panašiai, kaip ir planetą: užfiksuojant žvaigždės pritemimą, kai jos šviesa mūsų link juda kiaurai uodegą. Tačiau uodega yra dalinai permatoma, tad jos tranzito signalas daug silpnesnis, nei planetos, o jau pastarąjį užfiksuoti neypatingai lengva. Čia padeda spektroskopija: ne bendro žvaigždės šviesio, o jos spektro pokyčių matavimas. Didžiųjų planetų atmosferą daugiausiai sudaro vandenilis ir helis, o helio atomai sugeria infraraudonąją maždaug 1 mikrometro ilgio spinduliuotę. Ją galima stebėti ir nuo Žemės paviršiaus, taigi matydami šio bangos ilgio sugertį galime daryti išvadą, kad tarp žvaigždės ir mūsų yra helio telkinys. Iš kitos pusės, spektroskopiniai stebėjimai reikalauja daugiau resursų, nei tiesiog žvaigždės šviesio sekimas, taigi jie paprastai atliekami tik tranzito metu ir truputį prieš jį bei po jo. Tad jei planeta turi labai ilgą uodegą, jos galima ir nepastebėti. Siekdami įveikti šią kliūtį, astronomai stebėjo žvaigždę HAT-P-32 kelis kartus, vieno stebėjimų periodo metu apimdami visą planetos orbitą – kiek ilgiau nei dvi paras. Iš viso stebėjimai vykdyti 13 naktų bei dar keletą naktų buvo tikrinamas žvaigždės aktyvumas, kad geriau pavyktų atskirti planetos signalą. Spektre buvo matomos aiškios helio linijos, pradedant gerokai prieš planetos tranzitą ir baigiant gerokai po jo. Bendras abiejų uodegų ilgis – 53 planetos skersmenys arba septyni žvaigždės – yra bene didžiausia struktūra, kada nors identifikuota prie egzoplanetos. Didesnės yra tik kelios galimos egzoplanetų magnetosferų uodegos. Geresniam duomenų interpretavimui tyrėjai panaudojo skaitmeninį modelį, kuriuo sekė planetos evoliuciją. Taip jie nustatė, kad uodegos atsiranda ne vien dėl garavimo, bet ir dėl to, kad nuo karščio išsipūtusi planeta užpildo savo Rošė kevalą. Taip vadinama zona, kurioje dominuoja planetos gravitacija; medžiaga, nutolusi nuo planetos didesniu atstumu, stipriau traukiama žvaigždės, todėl pabėga nuo planetos. Būtent taip pabėganti medžiaga ir sudaro uodegas. Tokių uodegų tyrimai padeda daug geriau suprasti egzoplanetų sandarą. Šis atradimas paskatins analogiškai nuodugniai tirti ir kitas karštas planetas, ieškant panašių uodegų ir kitų garavimo pėdsakų. Tyrimo rezultatai publikuojami Science Advances. 

***

Paprasta nova iš tiesų nepaprasta. Novos yra palyginus nedideli žvaigždžių sprogimai – stiprūs paryškėjimai, kurie nesunaikina sistemos, priešingai nei supernovos. Jos nutinka, kai dvinarėje sistemoje arti viena kitos sukasi baltoji nykštukė ir įprasta, pagrindinės sekos, žvaigždė. Pastarosios medžiaga, traukiama baltosios nykštukės gravitacijos, nusėda ant jos ir suformuoja vandenilio bei helio sluoksnį. Kai sluoksnio storis viršija tam tikrą kritinę ribą, slėgis jo apačioje išauga tiek, kad ten prasideda termobranduolinės reakcijos. Jų išskiriama energija išsprogdina didžiąją dalį vandenilio ir helio ir išmeta dujas daugiau nei tūkstančio km/s greičiu į šalis. Atsitrenkusi į aplinkines dujas, išmesta medžiaga įkaista ir ima ryškiai spinduliuoti, bet išblėsta per keletą dienų, mėnesių ar metų. Priešingai nei supernovos atveju, nei baltoji nykštukė, nei jos porininkė nuo šio sprogimo praktiškai nenukenčia – nepakinta nei jų masė, nei orbita. Ilgą laiką buvo manoma, kad novų sprogimai yra gana paprasti – visa jų spinduliuotė kyla tik dėl dujų temperatūros, kitaip tariant, yra šiluminė. Taip ir atrodė, stebint novų spektrą. Bet dabar interferometriniais stebėjimais nustatyta, jog novoje Heraklio V1674 yra ir reikšmingas nešiluminės spinduliuotės komponentas. 2021 metais įvykęs sprogimas yra greičiausiai blėstanti iš visų žinomų novų – per parą po maksimumo šviesis sumažėjo daugiau nei penkis kartus. Ją astronomai stebėjo labai įvairiais teleskopais – nuo radijo bangų iki gama spindulių. Šešios valandos po žybsnio pradžios, dar nepasiekus maksimumo, užfiksuotas gama spindulių srautas; jis pranyko tą pačią parą. Po vienuolikos parų išryškėjo karštos plazmos spinduliuotė regimųjų spindulių ruože. Tuo metu šiluminė spinduliuotė pastebėta ir radijo bangose, tačiau po keleto mėnesių radijo spinduliuotės pobūdis pasikeitė. Iš šiluminės ji tapo sinchrotronine – taip vadinama spinduliuotė, kylanti energingoms dalelėms sąveikaujant su magnetiniu lauku. Ši nešiluminė spinduliuotė išryškėjo tik todėl, kad šiluminė išblėso gana greitai – galimai todėl, kad aplink žvaigždę nebuvo daug kitos medžiagos. Visgi gali būti, kad ir kitos novos pasižymi nešilumine spinduliuote, tiesiog iki šiol ji nebuvo aptikta. Taip nutiko dėl dviejų priežasčių: tik dabar radijo teleskopai, naudojant interferometrus, tapo pakankamai jautrūs tokiai spinduliuotei, o novos nebuvo laikomos geru taikiniu ribotiems interferometrinių stebėjimų resursams panaudoti. Dabar astronomai turi priežastį interferometrus nukreipti ir į kitas novas, kai jos įvyks. Taip galbūt pavyks geriau suprasti sąlygas baltųjų nykštukių aplinkoje ir ilgalaikę novų evoliuciją. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Pirmykštė porinio nestabilumo supernova. Supernovos – žvaigždžių sprogimai – būna keleto tipų. Pagal prigimtį, t.y. fizikinius procesus, kurie sprogimą sukelia, išskiriamos termobranduolinės, branduolio kolapso ir porinio nestabilumo supernovos. Pastarosios nutinka pačiose masyviausiose žvaigždėse. Gyvenimo pabaigoje jų centre plazmos temperatūra tampa tokia aukšta, kad generuojami fotonai turi pakankamai energijos, jog spontaniškai suformuotų elektronų-pozitronų poras (tai vadinama porų produkcija). Elektronas ir pozitronas turi mažesnį slėgį, nei tokios pat suminės energijos fotonai, todėl slėgis žvaigždėje sumažėja ir ji ima trauktis. Traukdamasi dar labiau įkaista, porų produkcija stiprėja ir visas proceas vis greitėja. Galiausiai žvaigždės centras sukrenta į juodąją skylę, o išoriniai sluoksniai išmetami į šalis milžiniškais greičiais. Taip pat pabėga ir energingieji fotonai, todėl ir matome supernovos žybsnį. Teoriniai modeliai prognozuoja, kad pirmosios žvaigždės Visatoje turėjo būti gana masyvios, todėl porinio nestabilumo supernovos tada turėjo būti santykinai dažnesnės, nei šiais laikais. Pačių supernovų modeliai prognozuoja, kad porinio nestabilumo supernovos į aplinką paskleidžia gana specifinį cheminių elementų rinkinį – santykinai daug geležies ir mažai natrio (bei aplinkinių elementų) ir kobalto (bei aplinkinių elementų), taip pat daug mažiau elementų su nelyginiu atominiu skaičiumi, nei su lyginiu. Dabar pirmą kartą aptikta labai sena žvaigždė, pasižyminti tokiomis cheminės sudėties savybėmis. Žvaigždė LAMOST J1010+2358 (ji įvardijama pagal apžvalginių stebėjimų projekto santrumpą ir koordinates danguje) yra Paukščių Tako hale. Ten dažnai randama žvaigždžių su gana pirmykšte chemine sudėtimi – mažai elementų, sunkesnių už helį. Šios žvaigždės sudėtis gana išskirtinė: apskritai už helį sunkesnių cheminių elementų joje apie 250 kartų mažiau, nei Saulėje, o, pavyzdžiui, natrio – dar 100 kartų mažiau. Magnio, kobalto ir bario gausa, lyginant su geležimi, taip pat gerokai mažesnė, nei kitų žinomų žvaigždžių. Apskritai gausos priklausomybė nuo atominio skaičiaus pasižymi porinio nestabilumo supernovoms būdinga variacija: pavyzdžiui, geležies ir nikelio pastebimai daugiau, nei tarp jų esančio kobalto, tas pat galioja ir kalciui, titanui bei tarpiniam skandžiui. Išmatuota elementų gausa puikiai atitinka prognozę, kurią duoda 260 Saulės masių žvaigždės sprogimo porinio nestabilumo supernova modelis. Tuo tarpu įprastesnių, branduolio kolapso, supernovų modeliai LAMOST J1010+2358 cheminės sudėties paaiškinti negali. Taigi šiuo atradimu patvirtinama, kad porinio nestabilumo supernovos pirmykštėje Visatoje tikrai vykdavo. Ateityje, atradus daugiau panašių žvaigždžių, galima bus įvertinti ir jų dažnumą. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature.

***

Patvirtinta dvinarė supermasyvi juodoji skylė. Supermasyvios juodosios skylės egzistuoja kone visų galaktikų centruose. Kai dvi galaktikos susijungia, kurį laiką – kartais net kelis šimtus milijonų metų – naujoje galaktikoje skrieja dvi supermasyvios juodosios skylės. Jos po truputį artėja viena prie kitos, kol galiausiai irgi susijungia. Bet prieš tai jos sukasi viena aplink kitą dvinarėje sistemoje. Viena seniausių ir įdomiausių tokių sistemų yra galaktikoje OJ 287. Pati galaktika aptikta dar 1888 metais, o praeito amžiaus aštunto dešimtmečio pabaigoje pastebėta, kad jos branduolio šviesis gana reguliariai kinta. Kas 12 metų jame poromis įvyksta žybsniai, taip pat fiksuojamas ir 55 metų periodiškumas. Iškelta hipotezė, jog žybsniai nutinka todėl, kad viena supermasyvi juodoji skylė kerta kitą, didesnę, supantį dujų diską. Šia hipoteze paremtas modelis sėkmingai prognozavo keletą vėlesnių žybsnių, kurių iš viso (įskaitant archyvinius duomenis) jau užfiksuota 26. Bet iki šiol nebuvo aptikta signalo iš pačios mažesnės juodosios skylės, tad hipotezės negalėjome laikyti patvirtinta. Dabar tą pavyko padaryti. Pernai įvyko eilinis OJ 287 žybsnis; tiesa, užfiksuotas tik vienas iš poros, o ne du – antrasis greičiausiai įvyko tuo metu, kai galaktika dangaus skliaute buvo per arti Saulės ir nebuvo įmanoma jos stebėti. Kaip ir ankstesni, šis žybsnis pasižymėjo radijo bangų spektru, rodančiu, kad jį sukelia laisvai plazmoje lakstantys elektronai. Pagal dvinarės juodosios skylės modelį, žybsnis kyla todėl, kad mažesnei juodajai skylei kertant didesniosios diską, pastarojo dujos yra sujaukiamos ir įgreitinamos, susidaro smūginės bangos, plazma staiga įkaista ir išsiplečia bei ima ryškiau šviesti. Pernykštis žybsnis buvo stebimas įvairiose observatorijose ir pavyko pagauti signalą, kuris anksčiau nebuvo matomas – trumpą labai ryškų mėlyną žybsnį, kuris išblėso per parą. Modelis turi paaiškinimą ir jam: taip šviečia dujos, kurias iš didesnio akrecinio disko pasigauna mažesnioji juodoji skylė, krisdamos į ją. Seniau žybsnio nebuvo užfiksuota būtent dėl menkos jo trukmės – niekam iki šiol nepasisekė stebėti sistemos būtent tuo metu, kai šis žybsnis vyko. Dar vienas signalas, rodantis, jog mažesnis objektas tikrai yra juodoji skylė, yra žybsnis prieš pagrindinį: jis nutinka, kai mažesnės juodosios skylės čiurkšlė ima kaitinti didesnio akrecinio disko dujas. Abu rezultatai patvirtina, jog mažesnis objektas, sukeliantis didelius žybsnius, tikrai yra supermasyvi juodoji skylė. Aišku, turint omeny jo masę – apie 150 milijonų Saulės masių – abejonių mažai buvo ir anksčiau, bet turėti patvirtinimą visada gerai. Tolesni nuodugnūs sistemos evoliucijos stebėjimai padės suprasti, kaip vyksta galutinis juodųjų skylių susijungimo etapas. Tyrimo rezultatai publikuojami MNRAS.

***

Gravitacinės bangos iš žvaigždžių sprogimų. Iki šiol visi aptikti gravitacinių bangų signalai kilo dvinarėse sistemose – jungiantis juodosioms skylėms irba neutroninėms žvaigždėms. Bet iš principo gravitacinių bangų šaltiniai turėtų būti patys įvairiausi. Masyvūs kūnai, judantys su pagreičiu, taip pat tų kūnų sferinės simetrijos suardymas gali sukelti gravitacines bangas. Klausimas, ar mūsų detektoriai pajėgūs jas aptikti? Naujame tyrime analizuojamas vienas galimas šaltinis – masyvių žvaigždžių priešmirtinės čiurkšlės – ir parodoma, kad netrukus pradėsiantys veikti detektoriai jau galėtų juos aptikti. Besisukančios masyvios žvaigždės pačioje gyvenimo pabaigoje, kolapsuodamos į juodąsias skyles, gali suformuoti čiurkšles. Čiurkšlių medžiaga juda beveik šviesos greičiu ir veržiasi iš centrinės žvaigždės dalies į išorę. Sąveikaudama su išoriniais sluoksniais, čiurkšlė sukuria turbulentiškų dujų kokoną. Plintantis kokonas tiek iškreipia erdvėlaikį, kad nuo jo ima sklisti gravitacinės bangos. Tokį rezultatą astronomai gavo, apskaičiavę paskutinių žvaigždės momentų eigą su geriausiu skaitmeniniu modeliu, įtraukiančiu įvairius reliatyvistinius efektus. Modelis leido apskaičiuoti ir įvairaus dažnio gravitacinių bangų stiprumą skirtingomis kryptimis. 10-100 hercų dažnių ruože kokonai turėtų būti matomi LIGO, Virgo ir KAGRA detektoriais (atitinkamai JAV, Italijoje ir Japonijoje) iki 100 megaparsekų atstumu. Signalai turėtų trukti apie 10-100 sekundžių, kol žvaigždė suardoma. Turint omeny, kad supernovų sprogimai tokiais atstumais irgi puikiai matomi, jie galėtų tapti nauju „daugelio-žinianešių“ (angl. multi-messenger) signalų pavyzdžiu. Kol kas tokius signalus teikia tik dviejų neutroninių žvaigždžių susiliejimai, kuriuos galime stebėti ir gravitacinėmis bangomis, ir kaip gama spindulių žybsnius. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Pradžiamokslį apie kvazarus šią savaitę siūlo Kurzgesagt:

***

Seniausios sudėtingos molekulės. Tarpžvaigždinėje erdvėje randama įvairiausių molekulių – nuo paprastų dviatomių, pavyzdžiui vandenilio ar smalkių, iki dešimtis atomų jungiančių aromatinių angliavandenilių. Pirmykštėje Visatoje, aišku, nebuvo tokias molekules galinčių sudaryti atomų, tad nebuvo ir pačių molekulių. Bet kol kas neaišku, kiek užtruko molekulėms susiformuoti, kai tinkamų atomų jau atsirado. Dabar priartėjame prie atsakymo – aromatinių angliavandenilių aptikta galaktikoje, kurios šviesa iki mūsų keliauja daugiau nei 12 milijardų metų. Galaktikos SPT0418-47 vaizdą matome tokį, koks jis buvo Visatai esant mažiau nei pusantro milijardo metų amžiaus. Tiesa, vaizdą matome iškreiptą – tarp šios galaktikos ir mūsų yra galaktikų spiečius, kurio gravitacija veikia kaip lęšis ir tolimąją galaktiką paverčia žiedu dangaus skliaute. Tai leidžia daug geriau joje įžiūrėti įvairias detales, tokias kaip žvaigždėdaros regionai, dulkių sankaupos ir panašiai. Tyrimo autoriai susitelkė į policiklinių aromatinių angliavandenilių (PAH) paiešką. Aromatinėmis vadinamos molekulės, turinčios benzeno žiedą – jo cheminės savybės lemia, kad daugelis tokių molekulių turi stiprų kvapą. PAH – aromatinių molekulių atmaina, kurioje žiedų yra keletas. Nors molekulės gali būti labai įvairios, praktiškai visos jos sugeria, o įkaitusios spinduliuoja, 3,3 mikrometrų ilgio infraraudonuosius spindulius. Ankstesni infraraudonieji teleskopai nebuvo pakankamai jautrūs šiam bangos ilgiui, kad galėtų nagrinėti tokias tolimas galaktikas, bet James Webb kosminio teleskopo pajėgumų užtenka. Ir dar daugiau – šiuo teleskopu atlikti galaktikos stebėjimai ne tik parodė 3,3 mikrometro sugerties liniją, bet ir atskleidė jos variacijas skirtingose galaktikos vietose. Paaiškėjo, kad PAH linija, dulkių keliama sugertis ir žvaigždės galaktikoje išsidėsčiusios skirtingai, taigi PAH linijos intensyvumas irgi labai varijuoja. Taip gali nutikti tiek dėl PAH ir dulkių pasiskirstymo netolygumų, tiek dėl ultravioletinės spinduliuotės lauko, kuris suardo PAH molekules, variacijų. Bet kuriuo atveju šis atradimas rodo, kad PAH susiformavo palyginus greitai po to, kai galaktikose ėmė gausėti anglies ir kitų reikalingų cheminių elementų. Manoma, kad PAH yra svarbios molekulės gyvybės užsimezgimui – iš jų gali formuotis įvairūs sudėtingi junginiai, duodantys pradžią baltymams bei DNR grandinėms. Faktas, kad jos egzistavo taip seniai, nuteikia optimistiškai kalbant apie nežemiškos gyvybės paieškas. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature.

***

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

Laiqualasse