Kąsnelis Visatos DC: Šeši šimtai

Šis Visatos kąsnelis – šešišimtasis. Taip, šešis šimtus savaičių beveik be perstojo (buvo viena praleista savaitė per kažkuriuos Naujuosius metus, taip pat keli kartai, kai publikavimas pasislinko pirmyn arba atgal dėl mano išėjimo savaitei į mišką) rašau jums apie kosmoso naujienas. Prieš šešis šimtus savaičių nebuvome atradę gravitacinių bangų, Marse nevažinėjo nei Perseverance, nei Žurong, nei netgi Curiosity, Saturną vis dar tyrinėjo Cassini, o Merkurijų – Messenger, New Horizons buvo tik pakeliui į Plutoną, o James Webb teleskopo paleidimas atrodė vis horizonte – kiek priartėji, tiek nutolsta. Įdomu, ko panašaus sulauksime po dar šešių šimtų savaičių? Žmonės jau tikrai bus sugrįžę į Mėnulį, gal netgi nuvykę į Marsą; galbūt turėsime orbitinių viešbučių; Europą tyrinės Clipper’is, o Titaną – Dragonfly. Ir, žinoma, bus ne vienas šimtas atradimų, kurių šiandien net nesitikime.

O šios savaitės naujienose – Olimpo kalno Marse kilmė, žvaigždžių mirgėjimo modeliai ir mikrokvazaro radijo mirgėjimo aptikimas, pirmųjų juodųjų skylių augimo modeliai ir dar daug kitko. Gero skaitymo!

***

Kosmoso orai – pavojingi. Saulės vėjas, žybsniai ir vainikinės masės išmetimai turi didžiulę įtaką tarpplanetinei erdvei. Bet tai – jokia naujiena, apie kosminius orus žinome ne vieną dešimtmetį. Pastaruoju metu vis geriau stebime Saulės aktyvumą ir pokyčius žvaigždėje, išmokstame vis geriau prognozuoti, kada nutiks žybsniai ir kiti aktyvumo pasireiškimai. Bet to dar toli gražu negana; bent jau taip teigia kone pusantro šimto apklaustų ekspertų. Apklausoje dalyvavę 144 kosmoso orų ekspertai – mokslininkai iš viso pasaulio – praktiškai vieningai nurodė, jog be tikslaus ir savalaikio kosmoso orų prognozavimo pavojus gresia ne tik palydovams, bet ir infrastruktūrai Žemės paviršiuje. Taip pat maždaug pusė apklaustųjų teigia, jog tikėtina, kad Žemė ateityje patirs panašių arba galingesnių kosminių audrų, kaip XIX a. antros pusės Karingtono įvykis, deginęs telegrafo laidus Šiaurės Amerikoje. Šiandien tokio įvykio pasekmės būtų katastrofiškos, nebent galėtume pakankamai iš anksto – bent porą dienų prieš audrai pasiekiant Žemę – perspėti kritinės infrastruktūros valdytojus. Deja, kone pusė apklaustųjų mano, kad dabartinės prognozavimo galimybės tam nepakankamos. Ekspertų buvo paklausta ir apie geriausius būdus pagerinti dabartinę kosmoso orų stebėjimo ir prognozavimo infrastruktūrą. Dauguma jų teigė, kad naudingiausias būdas išleisti milijardą dolerių šioje srityje – paruošti spiečių nedidelių zondų ir išsiųsti juos į orbitą aplink Saulę, kuo arčiau žvaigždės. Jie galėtų realiu laiku stebėti visą žvaigždės paviršių bei Saulės vėjo savybes ir nuolat perduotų duomenis į Žemę, kur jie pasitarnautų daug geresniems aktyvumo modeliams. Kita sritis, kur praverstų finansavimas – antžeminiai teleskopai, skirti nuolatiniam kosmoso orų stebėjimui, bei duomenų analizės tinklo išplėtimas. Su apklausos rezultatais susipažinti galite Apollo Surveys tinklalapyje.

***

Maži svyravimai šildo Saulės vainiką. Saulės vainikas – žvaigždę supanti plazma – net 200 kartų karštesnis už jos paviršių. Kaip vainikas gauna tiek energijos, vis dar iki galo neaišku, nors klausimas iškeltas dar praeito amžiaus viduryje. Per pastarąjį dešimtmetį prieita išvada, kad vainiką kaitina magnetiniai reiškiniai, bet vis dar neaišku, kokie būtent. Dažniausiai kalbama apie magnetinį persijungimą – staigų magnetinio lauko linijų pasikeitimą, kurio metu magnetinė energija perduodama aplinkinėms dalelėms ir tampa šilumine bei kinetine. Didelio masto persijungimai sukelia Saulės žybsnius, mažo – nanožybsnius, laužus ir panašius reiškinius, kurių išskiriamos energijos gali pakakti vainikui įkaitinti ir temperatūrai palaikyti. Bet ne visada magnetinė energija aplinkai perduodama sprogiais persijungimo reiškiniais. Plazmą pašildyti gali ir ilgalaikiai magnetinio lauko svyravimai. Pastaruoju metu aptikta, jog tokie svyravimai irgi vyksta įvairiais masteliais, o naujame darbe parodoma, kad būtent mažiausio mastelio svyravimai turi didžiausią poveikį vainikui. Tyrimo autoriai išnagrinėjo daugybę straipsnių, kuriuose analizuojami Saulės magnetinio lauko virpesiai. Toks tyrimo būdas, vadinamas metaanalize, astronomijoje retas, bet leidžia daug greičiau išsiaiškinti įvairius norimus parametrus, nei skaičiuojant juos iš žalių duomenų. Metaanalizė parodė du svarbius svyravimų aspektus. Pirmasis – mažo mastelio svyravimai, kurie yra ir aukštesnio dažnio už didelius, turi daugiau energijos, nei didieji. Antrasis – nors mažųjų svyravimų apskritai aptinkama mažiau, nei didžiųjų, bendra jų nešama energija vis tiek didesnė. Taigi ir į aplinką paskleidžiama daugiau energijos, nei iš didelių mastelių. Įvertinta mažųjų svyravimų aplinkai perduodama energija prilygsta nanožybsnių energijai. Taigi mažo mastelio ir aukšto dažnio – tiesa, tai vis tiek reiškia mažiau nei vieną svyravimą per sekundę – poveikis vainiko temperatūrai turėtų būti ne menkesnis, nei magnetinio persijungimo. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal Letters.

***

Olimpo kalnas buvo vulkaninė sala. Olimpo kalnas – tas, kuris Marse, o ne Graikijoje – yra aukščiausias Saulės sistemoje. Nuo papėdės iki viršūnės – net 22 kilometrai, daugiau nei dvigubai daugiau už aukščiausią Žemėje Mauna Loa. Šešių kilometrų aukštyje kalno šlaitai staigiai pakinta – buvę statūs tampa daug lėkštesni. Naujame tyrime teigiama, kad tokia savybė yra įrodymas, kad Olimpo kalną kadaise supo vandenynas. Tokią išvadą mokslininkai daro lygindami Olimpo šlaitus su įvairiomis vulkaninėmis salomis Žemėje. Joms taip pat būdingas šlaito pokytis ties jūros lygiu, mat vandenį pasiekusi lava greitai sustingsta ir neplinta. Šlaito pokytis visose kalno pusėse matomas tokiame pačiame aukštyje. Panašią formą turi ir Albos kalnas 1800 km į pietryčius nuo Olimpo. Abu kalnai priklauso Tarsidės vulkaniniam regionui, kuriame, manoma, vulkanizmas baigėsi vos prieš kelis milijonus metų. Ilgalaikis vulkanizmas, vykęs gerokai po Marso vandenyno pranykimo prieš tris milijardus metų, gali paaiškinti ir šlaito lūžio aukštį. Šeši kilometrai yra gerokai virš praeities vandenyno lygio, bet kalnus ir visą plynaukštę aplink juos galėjo iškelti vėlesnis magmos judėjimas. Naujieji rezultatai patvirtina, kad Marso šiaurės pusrutulyje plytėjo milžiniškas vandenynas, kai kur besitęsiantis net iki pusiaujo. Kalnų šlaitų tyrimai, nustatant jų cheminę ir mineraloginę sudėtį, leis daug geriau įvertinti Marso vandenyno raidą bei poveikį uolienoms, o gal net ir atskleis gyvybės pėdsakų. Tyrimo rezultatai publikuojami Earth and Planetary Science Letters.

***

Jauną Žemę šildė sena žvaigždė? Saulės sistemoje randama gana daug radioaktyvių aliuminio ir geležies izotopų skilimo produktų. Patys izotopai čia egzistavo pačioje sistemos gyvavimo pradžioje, kai formavosi pirmosios uolienos. Skildami jie išskyrė daug šilumos, kuri šildė ir jauną Žemę bei greičiausiai padėjo prasidėti tektoninių plokščių judėjimui. Apskaičiuota izotopų gausa gerokai viršija tipinę gausą tarpžvaigždinėje erdvėje, taigi netoli gimstančios Saulės buvo kažkoks šių elementų šaltinis. Įprastinis paaiškinimas yra masyvi žvaigždė, kuri susiformavo tame pačiame debesyje, kaip ir Saulė, ir po kelių milijonų metų sprogo supernova. Bet toks scenarijus turi ir trūkumų – sudėtinga suderinti laiko skales, be to, tokios masyvios žvaigždės yra labai retos, ypač mažose grupėse, kaip ta, kurioje gimė Saulė. Galimas ir alternatyvus paaiškinimas: radioaktyvūs aliuminis bei geležis formuojasi ir senose mažos masės žvaigždėse ir sklinda į aplinką su jų pučiamu vėju. Tačiau iš kur sena žvaigždė prie gimstančios Saulės? Ilgą laiką buvo manoma, kad tokio atsitiktinio susitikimo tikimybė per maža, kad būtų galima jo tikėtis. Bet dabar aptikta sena žvaigždė, kertanti žvaigždėdaros regioną, parodo, kad susitikimai tarp senų ir jaunų žvaigždžių įmanomi. Atradimas padarytas analizuojant Gaia teleskopo duomenis. Šis Europos kosmoso agentūros projektas nuo 2013 metų skanuoja dangų ir matuoja daugybės žvaigždžių padėtis bei judėjimą. Tai leidžia sudaryti geriausią trimatį Paukščių Tako erdvėlapį. Jame ir pastebėta, kad žvaigždėdaros regione NGC 2264 esama priklydėlės – pro jį lekia sena, kaip tik radioaktyviu aliuminiu ir geležimi pučiančios gyvenimo stadijos, žvaigždė. Skaitmeniniu modeliu tyrėjai parodė, jog žvaigždės šiame regione gauna panašų aliuminio ir geležies kiekį, kaip gavo ir jauna Saulės sistema. Tad gimstančių žvaigždžių praturtinimas per senos žvaigždės vizitą tikrai įmanomas. Turint tik vieną atvejį neišeina pasakyti, kiek dažni tokie vizitai, bet tyrėjai ketina jų ieškoti toliau. Tada sužinosime, kuris jaunos Saulės sistemos – ir Žemės – radioaktyvaus šildymo scenarijus labiau tikėtinas. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal Letters.

***

Vanduo uolinių planetų formavimosi regione. Žemėje, kaip žinia, yra nemažai vandens. Kaip jis čia atsirado? Standartinis paaiškinimas kalba apie daugybę asteroidų ir kometų smūgių, kurie atnešė vandenį į jau susiformavusią planetą. Pagal šį scenarijų, Žemė formavosi visiškai sausa, nes taip arti Saulės visas vanduo buvo garų pavidalo, o ultravioletinė spinduliuotė ir tuos garus išskaidė į vandenilį bei deguonį, tad augančiai planetai nebuvo iš kur gauti vandens. Tuo tarpu asteroidai ir kometos, formavęsi gerokai toliau nuo Saulės, turėjo daug ledo, kurį ir atsinešė į vidinę sistemos dalį. Pastaraisiais metais vis daugiau kalbama apie alternatyvią hipotezę – kad Žemė jau formavosi su nemažu kiekiu vandens, kuris sugebėjo išsilaikyti ledo pavidalu protoplanetiniame diske. Dabar pateiktas dar vienas įrodymas, sustiprinantis tokios hipotezės tikėtinumą: vanduo aptiktas protoplanetinio disko dalyje, kur galėtų formuotis uolinės planetos. Žvaigždė PDS 70, nuo mūsų nutolusi apie 110 parsekų, yra dažnas protoplanetų tyrėjų taikinys, nes tai yra pirmoji sistema, kurioje aptiktos augančios protoplanetos. PDS 70b ir PDS 70c yra dujinės milžinės, o jų gravitacija atveria platų tarpą protoplanetiniame diske ir padalina jį į vidinę bei išorinę dalis. Vidinės dalies spindulys neviršija 18 astronominių vienetų (AU). 1 AU yra vidutinis atstumas tarp Saulės ir Žemės, apie 150 milijonų kilometrų; 18 AU yra šiek tiek mažiau nei Urano orbita Saulės sistemoje. James Webb teleskopu atlikti šios vidinės disko dalies stebėjimai atskleidė kelias gana stiprias vandens molekulių spektro linijas, taigi ten yra nemenkas vandens rezervuaras. Aišku, vanduo yra daugiausiai garų pavidalo, bet žvaigždės spinduliuotė molekulių nesuardo. Turint omeny, kad žvaigždė įsižiebė prieš maždaug 5,4 milijono metų, vanduo išgyveno tikrai ilgai. Išgyventi jam padėjo ekranavimas – arčiau žvaigždės esančios dulkės bei to paties vandens molekulės sugeria pakankamai spinduliuotės, kad giliau/toliau diske esantis vanduo išlieka nesuiręs. Taip pat vandens molekulės greičiausiai formuojasi pačiame diske iš deguonies, vandenilio ir galbūt hidroksilo molekulių. Nors kol kas neįmanoma pasakyti, kaip arti žvaigždės molekulės pranyksta, šis atradimas vis tiek yra arčiausias žvaigždei žinomas vandens telkinys protoplanetiniame diske. Jei PDS 70 sistemoje formuojasi uolinės planetos, vandens yra daug kur aplink jas, tad labai tikėtina, kad nemažai vandens bus inkorporuota ir į augančias planetas. Jei toks scenarijus yra taisyklė, o ne išimtis, vandeningų uolinių planetų Paukščių Take turėtų būti gausu. Tai padidina ir tikimybę, kad kur nors mūsų Galaktikoje, be Žemės, egzistuoja gyvybė. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature.

***

Besiformuojanti dvinarė žvaigždė Herbig-Haro 46/47 ir jos aplinka. Šaltinis: NASA, ESA, CSA. Duomenų apdorojimas: Joseph DePasquale (STScI)

Žvaigždės formavimasis trunka milijonus metų. Taigi stebėti jo realiu laiku neturime galimybės, o geriausias būdas susidaryti vaizdą apie jo eigą – ieškoti skirtingų etapų vaizdų. Čia matome vieną iš ankstyviausių – vadinamąją Herbig-Haro objekto stadiją. Dvi gimstančios žvaigždės, pačiame nuotraukos (ir raudonų spyglių) centre, sparčiai ryja medžiagą iš dujų apvalkalo, kuris kartu formuoja ir protoplanetinį diską. Objektui tėra vos keli tūkstančiai metų. Tokių objektų analizė padeda suprasti, kaip žvaigždės išauga nuo pirminių molekulinio debesies fragmentų, kurių masės dažniausiai neviršija net dešimtadalio Saulės masės, iki gerokai didesnių.

***

Protoplanetinių dulkių kibumas. Paimkite du kambarinių dulkių gumulėlius, suglauskite ir švelniai suspauskite. Turbūt nenustebsite, jei jie sukibs į vieną, nors tokia baigtis ir nėra garantuota. Dabar padarykite tą patį su dviem akmenukais – čia sukibimo tikėtis neverta. Panašiai yra ir protoplanetiniuose diskuose. Dulkės ten jungiasi į vis didesnius konglomeratus, kurie galiausiai tampa didžiulėmis uolienomis ir toliau jungiasi veikiami gravitacijos. Bet kaip tie konglomeratai užauga nuo mikrometrų iki kilometrų dydžio, vis dar neaišku. Tiek eksperimentai, tiek skaitmeniniai modeliai rodo, kad konglomeratų susidūrimo baigtis priklauso nuo jų porėtumo: kuo daugiau tuščios erdvės (kaip kambarinių dulkių gumule), tuo didesnė tikimybė, kad junginiai sukibs į vieną didesnį. Bet tiksli priklausomybė nuo porėtumo, gaunama skaitmeniškai ir eksperimentais, labai skiriasi. Dabar mokslininkai rado paaiškinimą, atsižvelgę į dar vieną parametrą – susiduriančių konglomeratų dydį. Skaitmeniniais modeliais jie išnagrinėjo susidūrimų tarp 1-14 cm dydžio dulkių junginių baigtį. Modeliuose taip pat buvo keičiamas susidūrimo greitis bei pradinė junginių posūkio kryptis, o junginių porėtumas visur paimtas vienodas. Paaiškėjo, kad esant vienodam greičiui, didesni dariniai jungiasi prasčiau. Tai paaiškina ankstesnius rezultatų neatitikimus – laboratoriniai ir skaitmeniniai eksperimentai daryti su skirtingo dydžio mėginiais. Kartu šis rezultatas kelia iššūkį standartiniam planetų formavimosi modeliui: jei didesni konglomeratai sunkiau jungiasi, tai apsunkina jų augimą iki pakankamo dydžio, kad tolesniam augimui reikšmingai padėtų gravitacija. Jau anksčiau ši problema, vadinama milimetrų (arba centimetrų) barjeru, buvo reikšminga, bet su šiuo rezultatu ji tik paaštrėja. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal Letters.

***

Žvaigždžių mirgėjimo modeliai. Visos žvaigždės mirga. Ne tik tada, kai stebime jas nuo Žemės, kur mirgesį sukelia atmosferos raibuliavimas, bet ir pačios savaime. Tą mirgesį lemia virpesiai, iš žvaigždžių gilumos nuolat pasiekiantys paviršių. Virpesių analizė – astroseismologija – yra praktiškai vienintelis būdas nagrinėti procesus, vykstančius realių žvaigždžių gelmėse. Bet susieti tuos procesus su matomais virpesiais – ne taip paprasta. Priklausomai nuo virpesių generavimo zonos ir žvaigždės dydžio bei struktūros, bangos sklinda labai nevienodai. Dabar pristatyti detaliausi masyvių žvaigždžių virpesių skaitmeniniai modeliai. Nagrinėjamos žvaigždės struktūra skiriasi nuo Saulės. Mūsų žvaigždės centrinėje dalyje energiją į išorę perduoda fotonai, o išoriniame trečdalyje – kylantys karštos plazmos gumulai, panašiai kaip verdančio vandens puode. Masyvesnėse žvaigždėse yra priešingai – verdantį puodą primena centrinė dalis, o išorėje energija perduodama spinduliuote. Modeliavimui pasirinktos žvaigždės yra tris, 15 ir 40 kartų masyvesnės už Saulę. Realistiškai įvertinę jų centruose generuojamą termobranduolinių reakcijų energiją, tyrėjai apskaičiavo, kiek burbuliuoja plazma vidinėje žvaigždžių dalyje. Tolesnis etapas – susieti burbuliavimą su virpesiais paviršiuje – buvo gana sudėtingas, nes bangas generuojantis medžiagos judėjimas trunka kelias savaites, o iki žvaigždės paviršiaus virpesiai gali keliauti tūkstančius metų. Apjungti labai skirtingas laiko skales padėjo žinios iš visai kitos srities – koncertų salių projektavimo. Pasitelkę modelius, kuriais vertinamas muzikos skambesio ir salės formos ryšys, astronomai sugebėjo įvertinti ir konvekcinės „muzikos“ skambesį už Saulę didesnėje „salėje“. Nustačius virpesių dažnį ir amplitudę, juos nesunku perversti į žvaigždės šviesio pokyčius. Tada paaiškėjo, kad šie svyravimai yra mažesni, nei įmanoma aptikti šiandieniniais teleskopais. Toks rezultatas labai netikėtas, nes stebimi masyvių žvaigždžių mirgesiai iki šiol buvo aiškinami būtent iš centrinio regiono kylančiais virpesiais. Dabar reikės ieškoti kitokio paaiškinimo. Tiesa, apskaičiuotas virpesių spektras – santykinis skirtingo dažnio virpesių intensyvumas – panašus į stebimą, taigi gali būti, kad realūs virpesiai kyla dėl karštos plazmos burbulų arčiau žvaigždės paviršiaus. Arba reiškia, kad ko nors svarbaus nesuprantame apie virpesių generavimą žvaigždžių centruose. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Astronomy.

***

Ar gali būti, kad Betelgeizė sprogs supernova dar šiame amžiuje? Gali. Bet gali ir nebūti. Apie naujausius tyrimus, kokioje stadijoje yra ši masyvi žvaigždė ir kas laukia ateityje, pasakoja Launch Pad Astronomy:

***

Mikrokvazaro radijo spinduliuotės mirgėjimas. Kvazarai yra ryškiausi ilgalaikiai spinduliuotės šaltiniai Visatoje. Jie atsiranda, kai į masyvią galaktikos centre esančią juodąją skylę ima labai sparčiai kristi dujos. Mikrokvazarais vadinami analogiški reiškiniai, vykstantys mažesnėse, žvaigždinės masės juodosiose skylėse. Ir kvazarai, ir mikro versijos pasižymi čiurkšlėmis, kurias sudaro medžiaga, siauru pluoštu lekianti beveik šviesos greičiu daugmaž statmenai juodosios skylės sukimosi plokštumai ir akreciniam diskui. Pats diskas, sudarytas iš įkaitusių dujų, mikrokvazaruose skleidžia daugiausiai rentgeno spinduliuotę, o čiurkšlė – radijo. Seniai žinoma, kad daugelio mikrokvazarų ir panašių sistemų rentgeno spinduliuotė pasižymi kvazi-periodiniais (t. y. beveik periodiškai pasikartojančiais) svyravimais. Jie, manoma, nutinka dėl medžiagos netolygumų akreciniame diske, o periodiškumą suteikia judėjimas orbita aplink juodąją skylę. Dabar pirmą kartą mikrokvazaro kvazi-periodiniai svyravimai užfiksuoti radijo ruože. Dvinarė sistema GRS 1915 + 105 yra gerai žinomas mikrokvazaras Paukščių Take, už 11 kiloparsekų nuo Saulės (šiek tiek toliau nei aštuoni kiloparsekai iki Galaktikos centro) Erelio žvaigždyno kryptimi. Analizuodami naujus radijo bangų stebėjimus iš šios sistemos, astronomai du kartus – 2021 metų sausį ir 2022 birželį – pastebėjo beveik periodišką mirgėjimą. Periodas buvo vos 0,2 sekundės, kitaip tariant, radijo spinduliuotė per sekundę pakisdavo ir į pradinę grįždavo net penkis kartus. Tiesa, toks mirgėjimo dažnis gerokai mažesnis už tos pačios sistemos rentgeno kvazi-periodinius svyravimus: šie vyksta 1-10, 34 ir 67 hercų dažniais. Visgi radijo spinduliuotė, kaip minėta, kyla iš čiurkšlės, kuri nesisuka orbita aplink juodąją skylę. Taigi labai greitų svyravimų tikėtis neverta, ir net ir 5 Hz dažnis atrodo gana didelis. Tyrėjų teigimu, svyravimai atsiranda dėl to, kad kartais akrecinio disko plokštuma nukrypsta nuo juodosios skylės sukimosi plokštumos; tada čiurkšlė ima precesuoti – suktis panašiai, kaip paleista laistymo žarna – ir kartais nusisuka nuo mūsų. Penki apsisukimai per sekundę yra būtent precesijos dažnis. Ateityje tikimasi išsiaiškinti, kas sukelia disko plokštumos pokyčius, o tai padės geriau suprasti visą akrecijos procesą ir čiurkšlių paleidimo mechanizmą. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature.

***

Anglinės dulkės jaunoje Visatoje. Aplinkinėse galaktikose gausu dulkių – daugiausiai anglies ir silicio pagrindo junginių, kiek primenančių kambarines dulkes. Jos pritemdo ir paraudonina žvaigždžių šviesą, taip pat yra labai svarbios planetų formavimuisi. Ankstyvoje Visatoje dulkių irgi buvo – daugumos seniausių galaktikų spinduliuotė taip pat paraudusi. Bet kol kas nežinome, kokios tos dulkės – panašios į šiandieninių galaktikų ar gerokai kitokios. Prie atsakymo priartėti padeda, žinoma, James Webb kosminis teleskopas – juo atlikti stebėjimai leido identifikuoti, kad pirmosiose galaktikose būta anglinių dulkių, labai panašių į šiandienines. Stebėjimais išmatuotas tolimų galaktikų spektras ir aptikta plati sugerties linija maždaug ties 217,5 nanometrų. Nors toks bangos ilgis yra ultravioletinėje spektro dalyje, iki mus pasiekdamos bangos pailgėja apie devynis kartus ir tampa infraraudonomis. Aplinkinėse galaktikose ši sugerties juosta kyla dėl molekulių, vadinamų policikliniais aromatiniais angliavandeniliais (PAH). Tai molekulės, turinčios benzeno žiedą iš šešių anglies atomų, ir įvairiausių priedų prie jo. Daugybė skaičiavimų rodo, kad PAH susiformuoti reikia maždaug 800 milijonų metų nuo žvaigždžių populiacijos atsiradimo – ilgesnio laiko tarpo, nei stebimų tolimųjų galaktikų amžius. Taigi greičiausiai stebimą juostą kuria ne PAH, o kokios nors panašios, bet paprastesnės molekulės. Tokią interpretaciją sustiprina ir faktas, kad užfiksuotos juostos maksimumas matomas ne ties 217,5, o ties 226 nanometrais; toks poslinkis gali atsirasti dėl matavimo paklaidų, bet jį gali sukelti ir kitokia dulkių dalelių sandara. Labiausiai tikėtina, kad tos molekulės yra įvairūs nanodeimantai ir grafito gabaliukai. Jie gali formuotis greitai, supernovų sprogimuose bei ypatingai masyviose Wolf-Rayet žvaigždėse. Šis rezultatas padės suprasti, kaip formavosi dulkės pirmosiose galaktikose, o tai, savo ruožtu, papildys žinias ir apie uolinių planetų atsiradimą. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature.

***

Juodosios skylės minta molekuliniais debesimis. Supermasyvių juodųjų skylių randama kone kiekvienos galaktikos centre. Net ir pirmosios galaktikos jas turėjo, o kai kurios skylės per 700 milijonų metų po Didžiojo sprogimo pasiekė daugiau nei milijardą kartų už Saulę didesnę masę. Kaip jos taip greitai užaugo tokios masyvios? Vieni modeliai teigia, kad skylės atsirado mirštant pirmosioms žvaigždėms, buvo keliasdešimt kartų masyvesnės už Saulę ir augo labai sparčiai ir efektyviai. Kitus modelius palaikantys mokslininkai sako, kad taip sparčiai ir efektyviai augti neįmanoma, tad jos turėjo prasidėti nuo masyvių pirmtakų – dešimtis ar šimtus tūkstančių kartų už Saulę masyvesnių juodųjų skylių, kurios galėjo atsirasti pirmykštės Visatos sąlygomis, o vėliau – nebe. Naujame tyrime pateikiamas galimas paaiškinimas, kaip visgi juodosios skylės galėjo augti labai efektyviai: galaktikų susiliejimų metu jos mito tankiais molekulinių dujų debesimis. Pagrindinė kliūtis efektyviam juodųjų skylių augimui – dujų rezervuaras, galintis skylę maitinti. Dažnai jis išsemiamas greičiau, nei tipiniai galaktikose vykstantys procesai gali jį papildyti iš tolimesnių nuo centro regionų. Galaktikų susiliejimai, kurie jaunoje Visatoje vyko dažniau, nei dabar, sujaukia dujas ir paskatina jų migraciją į centrą. Visgi net ir tokiu atveju vidutinis dujų srautas, pasiekiantis juodąją skylę, dažniausiai neleidžia jai augti taip sparčiai, kaip būtų įmanoma. Tyrimo autoriai pasitelkė skaitmeninius modelius ir apskaičiavo, kaip juda dujos galaktikų susiliejimo metu. Priešingai nei ankstesniuose modeliuose, jie įtraukė skirtingą atskirų dujų fazių – jonizuotų, neutralių bei molekulinių – judėjimą. Molekulinės dujos telkiasi į debesis, kurie, gravitaciškai sąveikaudami su likusia galaktikos medžiaga, greitai „skęsta“ centro link. Šitaip molekulinės dujos juodąją skylę pasiekia daug didesniu srautu, nei neutralios ar jonizuotos, ir to pakanka, kad juodoji skylė galėtų augti sparčiai. Pavyzdžiui, šiuose modeliuose gauti rezultatai, jog nuo 10 milijonų iki milijardo Saulės masių juodoji skylė gali užaugti per mažiau nei 300 milijonų metų. Tai nėra absoliutus maksimumas, bet vis tiek didesnė augimo sparta, nei duodavo ankstesni modeliai. Ir nors šis modelis nepaaiškina supermasyvių juodųjų skylių kilmės – toks augimas įmanomas ir pradėjus nuo žvaigždinės, ir nuo daug didesnės masės pirmtako, – jis suteikia daugiau laisvės šiems kilmės modeliams. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal.

***

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

Laiqualasse

7 komentarai

  1. Atgalinis pranešimas: Konstantai šešiolika - Konstanta-42

Leave a Reply

El. pašto adresas nebus skelbiamas.