Cheminių junginių įvairovė Žemėje – stulbinanti, bet kartu ir būtina visai biosferai ir apskritai gyvybei. Kaip jie atsirado ir atkeliavo į mūsų planetą? Daugelio detalių kol kas nežinome. Netgi tokia įprasta medžiaga kaip vanduo kelia klausimų – kas jį atnešė į Žemę ir kada? Naujame tyrime gaunama išvada, kad vanduo Žemėje egzistavo nuo pat jos susiformavimo – priešingai nei Marse ar Veneroje, kurie vandens pradžioje turėjo labai nedaug. Gyvybei būtini junginiai irgi galimai formavosi ne Žemėje, o į ją atkeliavo jau susidarę. Vienas jų – amino rūgštis triptofanas, dabar pirmą kartą aptikta tarpžvaigždinėje erdvėje. Kalbant apie gyvybę, cheminiai junginiai gali išduoti jos egzistavimą ar formavimąsi. Apie pastaruosius – prebiopėdsakus – kalbama ne tiek ir daug, bet dabar nustatyta, kad James Webb teleskopu turėtų būti įmanoma aptikti daugelį jų uolinių planetų atmosferose. Kitose naujienose – masyvių žvaigždžių formavimosi vietos dujų debesyse, masyvių planetų aptikimas pagal kaimyninių planetų orbitų tarpus ir naujo tipo gama spindulių žybsnis. Gero skaitymo!

***

Silicis išduoda Žemės formavimosi ingredientus. Standartinė planetų formavimosi teorija teigia, kad uolinės planetos atsiranda po truputį augant vis didesniems dulkių gumulams protoplanetiniame diske. Gumulai nuo nanometrinių mastelių išauga iki metrų ir kilometrų uolienų – jie vadinami planetesimalėmis. Paskutinė formavimosi stadija yra planetesimalių susidūrimai, kurie jau suformuoja galutinę planetą. Žemės atveju ilgą laiką buvo manoma, kad iš pradžių planeta susidarė visiškai sausa, o vandenį į ją atnešė vėlesni asteroidų ir kometų smūgiai, gal net po kelių šimtų milijonų metų, per vadinamąjį Vėlyvąjį bombardavimą. Pastaruoju metu stiprėja alternatyvi teorija, pagal kurią vanduo Žemę pasiekė daug anksčiau, gal net planetos formavimosi metu. Silicio izotopų matavimai Žemėje bei įvairiuose kituose dangaus kūnuose sustiprina pastarojo scenarijaus tikėtinumą. Silicis yra gausiausias iš „kietųjų“ (angl. refractory) elementų – šie, priešingai lakiesiems, lydosi ir garuoja tik labai aukštoje temperatūroje. Taigi silicis, kartą patekęs į besiformuojantį kūną, neturėtų iš ten lengvai pabėgti. Kaip ir visi kiti elementai, silicis turi keletą izotopų – atmainų su skirtingais neutronų kiekiais branduolyje. Naujojo tyrimo autoriai išmatavo santykinę silicio-30 (14 protonų ir 16 neutronų) gausą, lyginant su dažniausiu izotopu siliciu-28 (14 protonų ir 14 neutronų), Žemėje, Marse, Veneroje ir įvairiuose meteorituose. Veneroje ir Marse silicio-30 gausa keliomis-keliolika dalių milijone mažesnė, nei Žemėje. Tokia pati gausa yra ir achondritinėse – mažų granulių, vadinamų chondritais, neturinčiose – uolienose. Achondritų sandara turėtų atitikti pirmykščių planetesimalių, kurios formuodamosi įkaito pakankamai, kad išsisluoksniuotų į branduolį ir mantiją. Taigi Marsas ir Venera greičiausiai susiformavo vien iš tokių kūnų. Tuo tarpu Žemės formavimesi dalyvavo ir kitokie kūnai, su aukštesne silicio-30 gausa. Beveik neabejotinai tai buvo įvairūs chondritai, kurių silicio-30 gausa viršija Žemės, kai kurių net iki 35 dalių milijone. Apskaičiuoti skirtingų meteoritų bei didesnių kūnų formavimosi laikai dera su silicio-30 gausa. Pirmieji kūnai formavosi vidinėje protoplanetinio disko dalyje, vėliau – vis toliau nuo centro, taigi daugiau silicio-30 reiškia tolesnį nuo Saulės formavimąsi, o kartu ir didesnį vandens kiekį kūne. Silicio-30 gausa Žemėje leidžia spręsti, kad apie ketvirtadalį mūsų planetos masės sudaro išorinės protoplanetinio disko dalies medžiaga. Joje laisvai galėjo būti pakankamai vandens ledo, kad užtektų užpildyti Žemės vandenynams. Taigi vanduo į Žemę greičiausiai atkeliavo jai formuojantis, per pirmus kelis milijonus metų nuo Saulės įsižiebimo, iki pradedant garuoti protoplanetiniam diskui. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature.

***

Kaip atrodo žaibas, žinome visi. Kaip jis atrodo iš kosmoso, irgi galimai esate matę – nuotraukų iš Tarptautinės kosminės stoties bei įvairių palydovų gausu. Kitose planetose irgi žaibuoja. Štai apie Jupiterio žaibus žinome ne vieną dešimtmetį, o Juno davė kol kas geriausių nuotraukų. Čia matome vieną iš jų: žalias žaibo blyksnis nutiko netoli šiaurės ašigalio esančiame milžiniškame sūkuryje.

***

Saulės sistemą apsaugojo dujų juosta. Meteoritai, nepakitę nuo Saulės sistemos formavimosi, rodo, kad šalia gimstančios mūsų žvaigždės sprogo supernova. Tačiau taip arti įvykęs sprogimas turėjo sudraskyti jei ne visą žvaigždę, tai bent protoplanetinį diską, ir sunaikinti besiformuojančias planetas. Kodėl taip nenutiko? Gali būti, kad Saulę apsaugojo tankių šaltų dujų juosta. Kai kuriuose meteorituose randama inkliuzų, kuriuose gausu kalcio ir aliuminio. Jų amžius viršija 4,5 milijardo metų – tai yra pirmieji kieti objektai, žymintys Saulės sistemos pradžią. Inkliuzuose randami skirtingi radioaktyvaus aliuminio izotopo pėdsakai – vienuose jo formuojantis buvo daugiau, kituose mažiau. Radioaktyvaus aliuminio skilimo pusperiodis nesiekia net milijono metų, taigi per geologišką trumpą laiką jis pranyksta. Skirtingi izotopo kiekiai rodo, jog tam tikru metu, jau pradėjus formuotis Saulės sistemai, ją pasiekė didelis radioaktyviu aliuminiu praturtintos medžiagos srautas. Pagrindinis radioaktyvaus aliuminio šaltinis Visatoje yra supernovos, taigi greičiausiai Saulės aplinkoje sprogo supernova. Tačiau apskaičiavus, kaip arti ji turėjo sprogti, kad pas mus atneštų tiek aliuminio, gaunamas netikėtas rezultatas: atstumas negalėjo būti didesnis nei keletas parsekų. Kitaip tariant, supernova turėjo sprogti tame pačiame dujų debesyje, iš kurio formavosi ir Saulė. Bet tokio artimo sprogimo banga išardytų protoplanetinį diską, taigi nebeliktų iš ko formuotis planetoms. Naujojo tyrimo autoriai pateikė galimą dilemos sprendimą. Jie pasirėmė pastarųjų metų atradimais žvaigždžių formavimosi srityje: dabar žinome, kad mažos masės žvaigždės dažniausiai formuojasi tankiuose dujų „siūluose“, o masyvios – tų siūlų sankirtose. Taigi Saulė greičiausiai augo siūlo viduje ar pakraštyje, o supernova sprogo gretimoje sankirtoje. Pasiekusi tankias dujas, smūginė banga gerokai sulėtėjo ir ėmė ardyti dujų sankaupą, bet tam reikėjo laiko. Per 300 tūkstančių metų, kiek užtruktų visiškai išardyti siūlą, smūginė banga išsisklaido ir tampa nebepavojinga Saulei. Tuo tarpu radioaktyvus aliuminis, sklindantis kartu su banga, kaupiasi siūle ir patenka į Saulės sistemą, o vėliau ir į meteoroidus, kurie galiausiai nukrenta Žemėje. Kol kas šis tyrimas yra bene vienintelis bandymas pritaikyti žinias apie žvaigždėdaros regionų geometriją, siekiant paaiškinti Saulės sistemos savybes. Ateityje tokių taikymų turėtų tik daugėti, taigi gali būti, kad sužinosime ir daugiau įdomybių, kurias gerai paaiškina siūliška debesies struktūra. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal Letters.

***

Prebiopėdsakų paieškos perspektyvos. Nežemiškos gyvybės atradimas yra daugelio astronomų svajonė. Kol kas to padaryti nepavyko, greičiausiai bent iš dalies todėl, kad ji nėra tokia jau dažna. Dažnesnis reiškinys turėtų būti prebiotinės sistemos – sudėtingų cheminių junginių ir įvairių reakcijų tinklai, iš kurių vėliau gali užsimegzti ir gyvybė. Ar tokias sistemas galėtų aptikti šiandieniniai teleskopai, ypač James Webb? Nauji skaičiavimai rodo, kad greičiausiai taip. Tyrimo autoriai sumodeliavo įvairias planetų atmosferas su prebiotinių sistemų gaminamomis dujomis ir patikrino, ar James Webb spektrometras pakankamai jautrus toms dujoms aptikti bei kiek stebėjimų laiko reikėtų aptikimui. Egzoplanetų atmosferų spektrus išmatuoti galima tranzito metu, kai planeta skrieja tarp mūsų ir žvaigždės disko. Atmosfera sugeria tik dalį žvaigždės spinduliuotės, taigi ties kai kuriais bangos ilgiais žvaigždė pritemsta labiau, nei ties kitais. Šiuo būdu jau užfiksuotos kai kurių egzoplanetų atmosferos bei jų cheminė sudėtis, tačiau visos planetos – dujinės milžinės, panašios į Jupiterį. Šiame darbe nagrinėjamos planetos, panašesnės į Žemę. Tyrėjai pasirinko penkis scenarijus: vandenyno dengiama planeta, daugybę ugnikalnių turinti planeta, planeta po asteroido smūgio, superžemė ir ankstyvos Žemės analogas. Kiekvienam scenarijui jie parinko keletą galimų atmosferos sudėties ir tankio kombinacijų, tačiau visais atvejais atmosferos slėgis neviršijo penkių Žemės atmosferų. Sumodeliavę atmosferų spektrus, jie ištyrė, kiek atmosferoje turėtų būti įvairių prebiotinių junginių – arba prebiopėdsakų, – kad juos pavyktų aptikti spektre. Ištirti dešimt junginių, nuo azoto bei sieros oksidų iki acetileno ir cianoacetileno. Paaiškėjo, kad visus juos aptikti įmanoma, tiesa, kai kuriais atvejais reikia, kad junginiai sudarytų arti procento planetos atmosferos tankio. Didžiausių tankių aptikimui reikalauja vulkaninės planetos, tuo tarpu planetose po asteroido smūgio identifikuoti prebiopėdsakus lengviausia – dažnai užtenka mažiau nei vienos milijonosios atmosferos dalies. Daugeliu atvejų prebiopėdsakų aptikimui užtenka stebėti iki dešimties planetos tranzitų; tinkamai parinkus stebėjimų laiką, tai sudarytų vos kelias valandas gryno stebėjimo laiko. Taigi James Webb galės ištirti daugybės uolinių planetų atmosferas ir nustatyti, ar jose egzistuoja sąlygos, galinčios netrukus tapti gyvybe. Tokie atradimai padės ir apskritai gyvybės paieškoms, ir bandant patikrinti įvairius gyvybės atsiradimo Žemėje modelius. Tyrimo rezultatai arXiv. 

***

Orbitų tarpai išduoda masyvias planetas. Jei nežemiška civilizacija, panaši į mus, šiuo metu stebi Saulės sistemą, gali būti, kad jie palyginus lengvai aptiko Venerą ir Žemę. Abi planetos yra gana arti Saulės ir gana masyvios. Merkurijų ir Marsą aptikti sunku dėl jų mažos masės bei spindulio, o Jupiterį ir tolimesnes – dėl jų atstumo. Ar galėtų tos civilizacijos astronomai nuspėti, kad Saulės sistemoje egzistuoja didžiosios planetos? Panašus klausimas neretai kyla ir mūsų astronomams: aptikę keletą egzoplanetų arti žvaigždės, norėtume nuspėti, ar sistemoje yra tolimų masyvių planetų. Galėtume jų ieškoti tiesiog stebėdami žvaigždę, bet tai truktų ilgai, o nesant atradimo garantijos būtų sunku motyvuoti stebėjimų resursų skyrimą. Dabar mokslininkai, išnagrinėję sistemas, kurioms informaciją apie tolimas planetas turime, nustatė, kad masyvių tolimų planetų egzistavimą išduoda tarpai tarp mažųjų artimų planetų orbitų. Tyrimo autoriai pasitelkė duomenis apie 28 planetines sistemas, kuriose aptiktos bent kelios artimos žvaigždei planetos ir gerai ištirta tolesnė erdvė, ieškant didelių nutolusių planetų. Tokios planetos aptiktos keturiose sistemose. Visų šių sistemų vidinių planetų orbitų tarpai labai skirtingi, tuo tarpu daugumoje kitų sistemų – labai panašūs. Tad nors orbitų tarpų skirtingumas negarantuoja, kad sistemos išorėje yra didelė planeta, šis parametras tikrai padėtų atsirinkti, kurias sistemas verta nagrinėti detaliau. Įdomu, kad nepastebėta jokių koreliacijų tarp išorinių planetų buvimo ir vidinių planetų skaičiaus, masių, spindulių ar išsidėstymo tvarkos. Gautieji rezultatai leidžia spręsti, kad išorinės masyvios planetos turi reikšmingos įtakos vidinių planetų formavimuisi ir migravimui ankstyvaisiais planetinės sistemos gyvavimo etapais. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Už Saulę karštesnė rudoji nykštukė. Rudosios nykštukės yra objektai, savybėmis tarpiniai tarp planetų ir žvaigždžių. Jų masė – bent 13 Jupiterio arba 1,3% Saulės masės – pakankama, kad gelmėse vyktų sunkiojo vandenilio branduolių jungimosi reakcijos, bet neužtektina, kad prasidėtų protonų jungimasis ir išskiriama energija sulaikytų kūną nuo traukimosi – tam reikia kiek daugiau nei 80 Jupiterio ar 8% Saulės masės. Rudųjų nykštukių paviršiaus temperatūra taip pat paprastai būna tarpinė tatp žvaigždžių ir planetų – keli šimtai laipsnių virš absoliutaus nulio. O dabar aptikta rudoji nykštukė, kurios paviršius įkaitęs iki 8000 laipsnių – pusantro karto daugiau, nei Saulės. Karščio priežastis – kaimynystėje esanti baltoji nykštukė, su rudąja besisukanti labai glaudžioje poroje. Baltoji nykštukė – į Saulę panašios žvaigždės liekana – WD0032-317 aptikta dar 2000 metais ir netrukus pastebėta, kad jos padėtis danguje periodiškai kinta. Tai reiškia, kad ji sukasi aplink bendrą masės centrą su kompanione. Dabar stebėjimų įranga tapo pakankamai gera, kad pavyktų patikimai apskaičiuoti kompanionės masę. Ji pasirodė esanti tarp 75 ir 88 Jupiterio masių – taigi pačiame viršutiniame rudųjų nykštukių masės intervalo ruože. Baltoji nykštukė irgi nėra labai masyvi – 40% Saulės masės, – tačiau ypatingai karšta. Jos paviršius įkaitęs net iki 27 tūkstančių laipsnių. Tokios temperatūros būdingos daugeliui baltųjų nykštukių – jos įkaista formavimosi metu, kai centrinė žvaigždės dalis susitraukia iki maždaug Žemės matmenų. Vos kiek daugiau nei dviejų valandų periodu skriejančiai rudajai nykštukei tokia krosnis pašonėje turi milžinišką įtaką. Rudoji nykštukė įkaista tūkstančiais laipsnių: į kaimynę atsuktos pusės temperatūra yra tarp 7000 ir 10000 kelvinų. Tamsioji pusė irgi karšta, bet toli gražu ne tiek: 1300-3000 kelvinų. Tiek įkaitusios dujos lengvai įveikia rudosios nykštukės trauką ir garuoja iš jos. Garuojančių planetų aptikta ir anksčiau, bet nei viena nebuvo tokia karšta; naujai atrastosios nykštukės temperatūra karščiausių žinomų planetų viršija bent 5000 laipsnių. Taigi ir garavimas čia daug spartesnis. Tyrimo autoriai tikisi, kad tolesni sistemos stebėjimai padės suprasti, kaip garavimas vyksta ir patobulinti šio proceso modelius. Taip pat jie turėtų atskleisti rudųjų nykštukių vidinės sandaros detales, mat garuojantis kūnas atskleis vis gilesnius sluoksnius. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Masyvių žvaigždžių formavimosi vietos. Žvaigždės gimsta tankiuose šaltuose dujų debesyse, kurie traukiasi ir kaista, kol galiausiai jų centruose įsižiebia termobranduolinės reakcijos. Taip pat debesys fragmentuoja, tad iš vieno debesies susidaro ne viena žvaigždė, o ištisa grupė ar spiečius – dešimtys, tūkstančiai ar net šimtai tūkstančių žvaigždžių. Naujame tyrime nagrinėjami pirmi šio proceso žingsniai ir parodoma, kad pirminių fragmentų išsidėstymas bei kitos savybės gerokai skiriasi nuo galiausiai susiformuosiančių žvaigždžių, ypač masyvių. Astronomai atliko labai detalius 39 tankių debesų stebėjimus tolimųjų infraraudonųjų spindulių ruože. 70 mikrometrų ilgio bangos prasiskverbia pro tankias dujas ir atskleidžia vidinę debesų struktūrą. Juose aptikta beveik 900 tankių branduolių, iš kurių turėtų gimti po vieną žvaigždę. Gimstančių žvaigždžių, kurios pačios jau švytėtų, ten dar nėra, taigi debesys rodo pačią ankstyviausią žvaigždžių formavimosi stadiją. Branduolių masės siekia nuo 5% iki 81 Saulės masės, tačiau vos keli yra masyvesni nei 20 Saulės masių. Nors panaši tendencija matoma ir nagrinėjant žvaigždžių mases, tarp branduolių ji stipresnė. Jei kiekvienas branduolys virstų žvaigžde ir neprisijungtų daugiau masės iš aplinkos, tarp susidariusių žvaigždžių masyvių būtų gerokai mažiau, nei stebima visur kitur Paukščių Take. Taigi bent jau masyvios žvaigždės formuodamosi turi prisitraukti masės iš platesnės aplinkos, nei gimtasis debesies branduolys. Kita įdomi ir netikėta savybė – masyviausi branduoliai debesyse pasklidę taip pat plačiai, kaip ir mažos masės. Tuo tarpu žvaigždės net ir labai jaunose grupėse ar spiečiuose išsiskirsto: masyvios susitelkia centre, o mažos masės pasklinda aplink. Toks pasidalinimas vadinamas masių segregacija. O štai tankūs dujų branduoliai, pasirodo, pasižymi tankių segregacija: didžiausio paviršinio tankio branduoliai telkiasi debesų centruose. Tai gali reikšti, kad būtent tankiausi, o ne masyviausi branduoliai duoda pradžią masyviausioms žvaigždėms. Gravitacija jų aplinkoje irgi stipriausia – tai paaiškintų, kaip jie gali prisitraukti pakankamai medžiagos, kad išaugintų tikrai masyvią žvaigždę. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal.

***

Triptofanas tarpžvaigždinėje erdvėje. Pirmą kartą tarpžvaigždinėje erdvėje aptikta aminorūgštis triptofanas. Stebėdami jauną žvaigždžių spiečių IC 348, esantį Persėjo molekulinių dujų telkinyje už 300 parsekų nuo Saulės, astronomai aptiko net 20 spinduliuotės linijų, kurias sukuria ši aminorūgštis. Turint tokią gausią informaciją, pavyko gana tiksliai nustatyti ir molekulių temperatūrą – ji siekia 280 kelvinų arba keletą Celsijaus laipsnių. Molekuliniuose debesyse didžioji dalis dujų būna šaltesnės, vos dešimčių kelvinų, bet esama ir šiltų; IC 348 aplinkoje jau anksčiau aptikta tokios pat temperatūros vandenilio bei vandens garų. Iki šiol aminorūgščių buvo aptikta meteorituose, kometų uodegose ir protoplanetiniuose diskuose, taigi aišku, kad šie junginiai gali susidaryti kosmose. Bet buvo nežinia, ar jiems reikia sąlygų, kokios yra prie žvaigždžių, ar užtenka šaltos tarpžvaigždinės terpės. Dabar žinome, kad užtenka ir jos. Triptofanas yra viena iš 20 aminorūgščių, kurios formuoja žemiškos gyvybės baltymus. Manoma, kad daugelis šių junginių į Žemę atkeliavo iš kosmoso, o ne susiformavo vietoje. Naujasis atradimas padės geriau išsiaiškinti tiek triptofano, tiek kitų aminorūgščių kilmę bei kelią mūsų link. Tyrimo rezultatai publikuojami MNRAS.

***

Aptikta baltoji nykštukė – pulsaras. Pulsarais įprastai vadinamos neutroninės žvaigždės, kurių stiprus magnetinis laukas iškreipia jų spinduliuotę į siaurą pluoštą išilgai magnetinei ašiai. Žvaigždės sukimosi ašis su magnetine kaip taisyklė nesutampa, todėl jai sukantis, spinduliuotės pluoštas periodiškai apšviečia vis kitą vietą, kaip švyturio signalas. Jei Žemė kartais patenka į pluoštą, matome periodinius žybsnius – pulsarą. 2016 metais aptikta žvaigždė Skorpiono AR, irgi pulsuojanti stipriai ir periodiškai, tačiau ji nėra neutroninė. Tai dvinarė sistema, susidedanti iš baltosios nykštukės ir raudonosios milžinės. Kaip joje vyksta periodiški pulsavimai, kol kas neaišku, bet atsakymo ieškoti padės aptikta antroji tokia sistema. Žvaigždė J191213.72-441045.1, arba trumpiau J1912-4410, matoma Pietų vainiko žvaigždyne, irgi yra dvinarė ir susideda iš baltosios nykštukės bei raudonosios milžinės. Panašiai kaip Skorpiono AR, žvaigždės skrieja arti viena kitos ir vieną ratą apsuka vos per kiek daugiau nei keturias valandas. Taip pat sistema pulsuoja periodiškai, kas 5 minutes ir 18 sekundžių. Žinodami egzistuojant du labai panašius objektus, astronomai gali teigti, kad baltųjų nykštukių pulsarai nėra anomalija, o tam tikras objektų tipas, ir ieškoti jų tarpusavio panašumų bei skirtumų. Tai leis patikrinti ir įvairius pulsavimo kilmės modelius. Keli iki šiol pasiūlyti modeliai remiasi baltosios nykštukės magnetinio lauko sąveika su raudonosios milžinės atmosfera: stiprus magnetinis laukas gali nutraukti dalį kaimynės medžiagos ar sukelti joje stiprius žybsnius. Tačiau turėdami vos vieną pavyzdį, astronomai negalėjo žinoti, kurie sistemos parametrai lemia pulsavimo dažnį ar ryškumą. Dabar modelių prognozes bus galima patikrinti su naujai atrasta sistema ir nustatyti, kurie jų paaiškina abi žvaigždes. Tolesnės paieškos gali atskleisti ir daugiau baltųjų nykštukių pulsarų, kurie padės dar tiksliau identifikuoti galimus fizikinius mechanizmus, atsakingus už jų žybsnius. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Astronomy.

***

Magnetiška nykštukė apgavo astronomus. 2018 metais aptikta baltoji nykštukė WD 0810–353. Po poros metų, remdamiesi jos spektro duomenimis, mokslininkai padarė išvadą, kad ji lekia beveik tiksliai mūsų link, daugiau nei 300 kilometrų per sekundę greičiu. Pavojaus ji nekelia, bet po beveik 30 tūkstančių metų turėtų praskristi pro Saulės sistemą gaubiantį Oorto debesį. Beveik tuo pat metu kita mokslininkų grupė gavo labai kitokį rezultatą: nykštukė skrieja daugiau nei 4000 km/s greičiu ir taip arti Saulės nepraskris. Toks greitis būtų didžiausias Paukščių Take, bent kelis kartus didesnis už dabartinį rekordą. Du tokie skirtingi rezultatai nedavė ramybės mokslininkams – kur skirtumo priežastis? Dabar atsakymas rastas: žvaigždės greitis – iliuzija, sukelta stipraus magnetinio lauko. Naujojo tyrimo autoriai detaliai ištyrė iš nykštukės sklindančios spinduliuotės poliarizaciją. Taip jie nustatė, kad nykštukės magnetinis laukas susideda iš dviejų regionų. Abiejuose laukas labai stiprus – 30 ir 45 megagausai (palyginus Žemės magnetinis laukas siekia apie pusę gauso). Regionai greičiausiai yra simetriški aplink nykštukės sukimosi ašį, nes jų regimoji konfigūracija nepasikeitė per ketverius metus. Stiprus magnetinis laukas pakeičia spinduliuotės spektrą: linijos pasislenka tiek į raudonąją, tiek į mėlynąją pusę. Spektro linijos taip pat pasislenka dėl Doplerio efekto, šaltiniui judant mūsų link arba tolyn nuo mūsų. Taigi magnetinis poslinkis gali sukelti didelio greičio iliuziją. Įvertinę magnetinį poslinkį, tyrėjai nustatė, kad žvaigždė greičiausiai juda vos 83 km/s greičiu ir tolsta nuo mūsų. Tiesa, paklaida labai didelė ir negalima atmesti tikimybės, jog žvaigždė artėja mūsų link. Bet net jei ji iš tiesų artėja, taip arti Saulės, kaip rodė ankstesni vertinimai, ji nepriskris. Naujoji interpretacija taip pat leidžia atmesti egzotiškas nykštukės kilmės hipotezes: anksčiau didelis jos greitis buvo aiškinamas tuo, neva žvaigždė išgyveno supernovos sprogimą ir buvo jo išsviesta tolyn. Tiesa, lieka neaišku, kodėl WD 0810–353 magnetinis laukas toks stiprus ir toks sudėtingas. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Dinamiškai kilęs gama žybsnis. Gama spindulių žybsniai skirstomi į du tipus – trumpuosius ir ilguosius. Ilgieji – tie, kurių pagrindinė gama spinduliuotė trunka daugiau nei dvi sekundes – dažniausiai kyla mirštant labai masyvioms besisukančioms žvaigždėms. Bet ne visada: štai dabar aptiktas ilgas gama žybsnis, nutikęs galaktikoje, kur sprogti galinčių žvaigždžių tiesiog nebuvo. GRB 191019A aptiktas 2019 metais; jo gama spinduliuotė truko kiek ilgiau nei minutę. Stebėdami vėlesnę, mažesnės energijos spinduliuotę, astronomai gana tiksliai nustatė žybsnio vietą. Pasirodė, kad jis įvyko galaktikoje, kurioje žvaigždžių formavimasis praktiškai sustojo prieš daugiau nei milijardą metų. Tai reiškia, kad masyvių žvaigždžių, galinčių sprogti supernovomis, ten tiesiog nebėra. Tą patvirtino ir labai jautrūs regimųjų spindulių stebėjimai, neatskleidę jokių supernovos sprogimo požymių. Taigi šis žybsnis akivaizdžiai kitoks, nei dauguma ilgųjų. Jis įvyko mažiau nei šimto parsekų atstumu galaktikos centro. Tokiose vietose žvaigždžių koncentracija gana aukšta, ir tyrimo autoriai teigia, kad tai gali paaiškinti sprogimą. Glaudžiai susispietusios žvaigždės gali susidurti tarpusavyje, ypač kai jų judėjimo greičiai gana dideli, kaip ir yra galaktikų centruose. Tokie susidūrimai kartais gali sukelti gama spindulių žybsnį, bet ne supernovos sprogimą. Tai būtų trečias gama žybsnių formavimosi scenarijus, po masyvių žvaigždžių sprogimų ir dvinarių neutroninių žvaigždžių susiliejimų. Gali būti, kad tokie žybsniai galaktikų centrinėse dalyse vyksta palyginus dažnai, bet ten esančios tankios dulkės užgožia jų šviesą, todėl iki šiol jų nepavyko aptikti. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Astronomy.

***

Pernai spalį užfiksuotas ryškiausias gama spindulių žybsnis Visatoje. Ir apskritai ryškiausias sprogimas per, kaip manoma, bent 10 tūkstančių metų. Apie jį pasakoja Launch Pad Astronomy:

***

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

Laiqualasse