Jei ant stalo įsuksite vilkelį, netrukus pastebėsite, kad jo sukimosi ašis pati ima suktis aplink kitą ašį. Jei vilkelį pasuksite ore, parištą vienu galu ant siūlo, irgi pastebėsite panašų reiškinį, o ta papildoma ašis bus daugmaž lygiagreti Žemės ašiai. Šis papildomas sukimasis vadinamas precesija ir yra labai svarbus tiek Žemėje (pavyzdžiui, metant diską arba konstruojant propelerius), tiek kosmose. Štai mažųjų Saulės sistemos kūnų orbitų precesija gali išduoti didelės planetos egzistavimą sistemos pakraštyje – apie tai (vėl) kalbama remiantis įvairiais modeliais. Diskų precesija aplink supermasyvias juodąsias skyles sukelia čiurkšlių precesiją, o dėl jos kinta blazarų šviesis, bent jau kartais. Pulsarų precesija, tiksliau jos pokyčiai, gali padėti susigaudyti, kaip, kokios ir kuria kryptimi sklinda gravitacinės bangos. Kitose naujienose – radioaktyvaus aliuminio pasiskirstymo besiformuojančioje Saulės sistemoje analizė, supermasyvi Neptūno dydžio planeta ir galimybė matuoti Visatos plėtimąsi pagal galaktikų gravitaciškai lęšiuotų atvaizdų raudonųjų poslinkių skirtumus. Gero skaitymo!

***

Radioaktyvus aliuminis Saulės sistemos jaunystėje. Aliuminis turi du pagrindinius izotopus – atmainas su skirtingu neutronų skaičiumi branduolyje. Aliuminis-27 (13 protonų ir 14 neutronų) yra stabilus, o aliuminis-26 (13 ir 13) – radioaktyvus. Per 700 tūkstančių metų pusė jo virsta stabiliu magniu-26 (12 ir 14). Saulės sistemos jaunystėje čia buvo gana daug aliuminio-26; jį greičiausiai paskleidė netoliese sprogusi supernova. Magnio izotopų santykiai, šiandien randami senose uolienose, leidžia datuoti reiškinius, vykusius pirmus kelis milijonus metų po sistemos susiformavimo. Tačiau norėdami juos datuoti tiksliau, turime suprasti, ar radioaktyvaus aliuminio visur sistemoje buvo maždaug vienodai, ar jis buvo susitelkęs skirtingose vietose. Tai svarbu ir dėl kitos priežasties – aliuminio-26 skilimas yra reikšmingas energijos šaltinis, galintis išlydyti nedidelių protoplanetinių kūnų uolienas; taigi žinodami jo pasiskirstymą, galėtume geriau suprasti, kokie kūnai turėjo skystas gelmes, o kokie – ne. Ilgą laiką mokslininkai laikėsi nuomonės, kad aliuminis buvo pasiskirstęs tolygiai, bet nauja meteorito fragmentų analizė rodo priešingai. Tirdami Sacharos dykumoje rastą meteoritą Erg Chech 002, astronomai jame aptiko urano ir švino izotopų. Šiuos irgi galima panaudoti datavimui, bet daug ilgesnių laiko tarpų – milijardų metų. Remdamiesi šiais elementais, jie nustatė, kad meteorito amžius yra 4565,56 milijono metų. Tai vos mažiau, nei Saulės sistemos amžius – 4567 milijono. Ypatingai tikslus meteorito amžiaus nustatymas – paklaida tesiekia apie 120 tūkstančių metų – leidžia įvertinti, kiek jo sudėtyje buvo aliuminio-26. Ši gausa pasirodė bent kelis kartus didesnė, nei kituose tiksliai datuotuose meteorituose. Tai reiškia, kad pirmykštėje Saulės sistemoje, o kartu ir debesyje, iš kurio ji formavosi, aliuminis-26 buvo pasiskirstęs labai netolygiai. Greičiausiai taip nutiko, nes debesį radioaktyviu aliuminiu supernovos sprogimas praturtino prieš pat Saulės susiformavimą. Gali būti, kad būtent sprogimas tą formavimąsi ir paskatino. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Communications.

***

Dar viena Saulės sistemos planeta? Saulės sistema turi aštuonias planetas, nuo Merkurijaus iki Neptūno. Dar yra keletas-keliolika nykštukinių, tokių kaip Cerera, Plutonas ar Haumėja. Ar gali planetų – ne nykštukinių – būti daugiau? Galbūt ir taip, nes išoriniai sistemos pakraščiai dar labai mažai ištirti. 2016 metais, remdamiesi ten skriejančių mažų objektų orbitų formų analize, mokslininkai padarė išvadą, kad toli nuo Saulės, apie 500 kartų toliau, nei Žemė, galimai skrieja 10 kartų už mūsiškę masyvesnė planeta. Kol kas jos neradome, bet taip toli esantį kūną aptikti – ir atskirti, kad jis tikrai priklauso Saulės sistemai – labai sudetinga. Dabar grupė mokslininkų pateikė argumentų apie dar vienos, kiek artimesnės ir mažesnės planetos egzistavimą. Šįkart astronomai irgi tyrė mažųjų kūnų orbitas, tik jie nagrinėjo objektus, nuo Saulės nutolusius 30-500 kartų toliau, nei Žemė. Šio regiono vidinėje dalyje yra Kuiperio žiedas, kuriame randamas ir Plutonas, kiek toliau – Išsklaidytasis žiedas, kurio objektai dažnai turi pailgas ir palinkusias į ekliptiką orbitas. Ekliptika yra vidutinė planetų orbitų plokštuma, taigi didelis nuokrypis nuo jo rodo, kad orbita buvo stipriai perturbuota. Perturbacijas galėjo sukelti keturios didžiosios planetos, bet vien jos nepaaiškina visų regione stebimų orbitų savybių. Tyrimo autoriai pasitelkė skaitmeninius modelius ir įvertino, kaip nagrinėjamo regiono mažųjų kūnų orbitos vystytųsi per puspenkto milijardo metų, veikiant keturių didžiųjų planetų ir vienos papildomos gravitacijai. Papildomos planetos masė ir orbitos parametrai varijuoti skirtingose modelio realizacijose. Nustatyta, kad geriausiai stebėjimus atitinka modeliai, kuriuose 1,5-3 Žemės masių planeta skrieja truputį ištęstoje orbitoje, vidutiniškai nuo Saulės nutolusi 250-500 kartų toliau, nei Žemė. Šie modeliai gerai atkuria gana didelę tikrai tolimų kūnų, kurių orbitų negalėjo sukurti vien didžiųjų planetų gravitacika, populiaciją; gana didelę stipriai pasvirusių orbitų populiaciją; bei kai kurių individualių objektų, pavyzdžiui nykštukinės planetos Sednos, orbitas. Be to, tokios planetos egzistavimas nesunaikina orbitų Kuiperio žiede, susitelkusių ties rezonansais su Neptūnu – t.y. tokių, kurių periodas lygus dvigubam, trigubam ir taip toliau Neptūno orbitos periodams. Aptikti tokią planetą bus panašiai sunku, kaip ir minėtąją devintą planetą, bet tam labai pasitarnaus įvairūs naujos kartos apžvalginių stebėjimų projektai. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astronomical Journal.

***

Supermasyvi Neptūno dydžio planeta. Neptūno dydžio – kelis kartus didesnio už Žemę skersmens – planetos būna įvairios. Kai kurios – dujinės arba ledo milžinės, jų masė tesiekia keletą ar keliolika Žemės masių, panašiai kaip ir paties Neptūno. Kitos – masyvesnės, netekusios lengvų atmosferos dujų. Kaip taisyklė, kuo arčiau žvaigždės tokia planeta skrieja, tuo masyvesnė yra, nes dėl aukštos temperatūros lengviausios dujos išgaruoja. Dabar aptikta masyviausia Neptūno dydžio planeta, kurios atsiradimo įprasti modeliai negali paaiškinti. TOI-1853 b, aptikta TESS egzoplanetų paieškos teleskopu, aplink savo mažą žvaigždę apskrieja per 1,24 dienos. Jos spindulys – pusketvirto Žemės spindulio – vos truputį mažesnis už Neptūno. O štai masė siekia net 73 Žemės mases arba daugiau nei keturias Neptūno. Apskritai TOI-1853 b yra dvigubai masyvesnė, nei bet kokia kita žinoma tokio ar mažesnio skersmens planeta. Jos tankis – beveik 10 gramų kubiniam centimetrui – viršija plieno. Mažas atstumas nuo žvaigždės reiškia, kad planeta patenka į „karštųjų Neptūnų dykumą“ – taip vadinamos planetos spindulio ir temperatūros kombinacijos, kurias turinčių planetų beveik nerandama. Manoma, kad į Neptūną panašios planetos, priartėjusios prie žvaigždės, palyginus greitai netenka visos atmosferos, todėl jų spindulys gerokai sumažėja. TOI-1853 b akivaizdžiai taip nenutiko: net ir praradusi atmosferą, ji liko masyvi ir didelė. Gali būti, kad pradžioje ji buvo Saturno ar net Jupiterio dydžio, bet tokios planetos vien dėl žvaigždės spinduliuotės atmosferos nepraranda. Taigi greičiausiai ši planeta patyrė vieną ar kelis stiprius susidūrimus su panašaus dydžio kūnais. Gerai žinome, kad tokių susidūrimų nutinka; jų būta ir Saulės sistemoje, pavyzdžiui Mėnulį suformavęs Tėjos smūgis į Žemę. Šios planetos savybių analizė ir panašių kūnų paieška padės išsiaiškinti, kaip planetų formavimasis vyksta ekstremaliomis sąlygomis. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature.

***

Ar galėtų nežemiška gyvybė egzistuoti prie neutroninės žvaigždės? Šią idėją aptaria John Michael Godier:

***

Dažniausiai spiralinės galaktikos būna daugmaž simetriškos – vijos į visas puses nuo centro driekiasi vienodai. Čia matome kitokį vaizdą: labai nesimetrišką galaktiką M66. Greičiausiai ją iškreipė sąveika su kaimyninėmis galaktikomis. Nors ir nesijungiančios, netoli viena kitos pralėkdamos galaktikos gali sujaukti kaimynių dujas ir žvaigždes.

***

Vienos artimiausių supernovų raida. Gegužės mėnesį Suktuko galaktikoje, arba M101, sužibo supernova SN 2023ixf. Tai artimiausias žvaigždės sprogimas nuo 2014 metų, taigi nekeista, kad sulaukė daugybės astronomų dėmesio ir stebėjimų. Supernovų sprogimų tiksliai numatyti kol kas nemokame, taigi visas supernovas pradedame stebėti ne sprogimo metu, o šiek tiek vėliau. SN 2023ixf atveju uždelsta buvo tik apie 30 valandų, gerokai mažiau nei įprastai. Tai dar viena priežastis, kodėl supernovos duomenys tokie įdomūs tyrėjams. Dviejuose naujuose straipsniuose pateikiama pirmų keleto parų spektro ir poliarizacijos analizė. Spektro duomenys leidžia nustatyti supernovos ir jos aplinkos cheminę sudėtį, o poliarizacija – struktūrų formą. Sferiškai simetriškas dujų telkinys spinduliuoja visiškai nepoliarizuotą spinduliuotę, nes fotonai gali sklisti vienodai nepriklausomai nuo virpėjimo krypties. Bet kokia pailga, kūginė ar diskinė struktūra skleidžia šiek tiek poliarizuotą spinduliuotę. Pirmas tris paras po sprogimo spinduliuotės poliarizacija siekė apie 1% – gali atrodyti nedaug, bet iš tiesų tai rodo spinduliuojant stipriai nesferinę struktūrą. Greičiausiai tai buvo diskas, sudarytas iš dujų, kurias žvaigždė išmetė keletą metų prieš sprogimą. Archyviniai to galaktikos regiono stebėjimai parodė, kad žvaigždė per pastaruosius keletą metų ne kartą paryškėjo ir išblėso – tai matyt ir buvo dujų išmetimo įvykiai. Vėliau poliarizacija sumažėjo, o dar po keleto dienų apie 70 laipsnių pasisuko jos kampas – poliarizuotų fotonų svyravimo kryptis. Greičiausiai šie pokyčiai žymi supernovos išmestos medžiagos išsiveržimą pro anksčiau žvaigždės išmestų dujų sluoksnį: iš pradžių besiveržianti medžiaga buvo daugmaž sferiška, vėliau išsitempė išilgai disko ašies, kur mažesnis pasipriešinimas plitimui. Tokį scenarijų patvirtina ir spektriniai duomenys. Jie rodo, kad pradžioje ryškiau švietė fotojonizuota – šviesos energizuota – tanki medžiaga aplink žvaigždę, o po keleto dienų išryškėjo pačios supernovos išmestų daug stipriau jonizuotų dujų spindesys. Įvertintas aplinkinių dujų tankis rodo, kad žvaigždė jas nusimetinėjo 3-6 metus iki sprogimo. Šie rezultatai padės patikslinti supernovų modelius ir leis geriau interpretuoti duomenis tų sprogimų, kurių taip detaliai stebėti tiesiog neįmanoma. Tyrimo rezultatai arXiv: spektropolarimetrija, smūginė ir foto jonizacija.

***

Gravitacinės bangos padės aptikti tamsiąją materiją? Tamsioji materija sudaro apie penkis šeštadalius visos materijos Visatoje; ji telkiasi į halus, kuriuose formuojasi galaktikos ir spiečiai, lemia galaktikų sukimąsi ir gravitacinio lęšiavimo signalus, struktūrų formavimąsi… Bent jau taip teigia standartinis kosmologinis modelis. Viena problema – kol kas tamsiosios materijos tiesiogiai aptikti nepavyko. Taigi nežinome, iš ko ji susideda (ir ar apskritai egzistuoja). Teorinių modelių esama įvairių – nuo mažyčių dalelių aksionų, iki masyvesnių WIMPų, iki dar masyvesnių pirmykščių juodųjų skylių. Skirtingi modeliai prognozuoja šiek tiek skirtingas dalelių savybes: pavyzdžiui, kai kurios iš jų sąveikauja tarpusavyje ir gali formuoti įvairius junginius, kai kurios šiek tiek sąveikauja su įprasta medžiaga ne tik gravitaciškai, ir taip toliau. Dabar mokslininkai sugalvojo metodą, kaip remiantis gravitacinių bangų stebėjimais galima būtų patikrinti kai kurių teorinių modelių apie sąveikaujančią tamsiąją materiją prognozes. Šie modeliai prognozuoja, kad tamsiosios materijos dalelės gali susikaupti neutroninių žvaigždžių centruose. Sąveikaudamos tarpusavyje, jos susitelkia į tokį tankų gumulą, kad virsta juodąja skyle. Laikui bėgant, ši suvalgo visą neutroninę žvaigždę – taip atsiranda juodoji skylė, kurios masė neviršija 2,5 Saulės masės. Tai gana neįprastas objektas, nes masyvių žvaigždžių mirtys turėtų sukurti tik masyvesnes nei trys Saulės masės juodąsias skyles. Pamatyti juodąsias skyles praktiškai neįmanoma, tačiau aptikti dviejų tokių objektų susijungimo gravitacines bangas – įmanoma ir pavyksta. Gravitacinių bangų signale užrašyta tiek besijungiančių kūnų masės, tiek tipo informacija. Jei detektorių duomenyse būtų aptikta mažesnių nei pustrečios Saulės masės juodųjų skylių, tai rodytų, kad tarpusavyje sąveikaujanti tamsioji materija egzistuoja. O tai, kiek šių objektų bus aptikta, leis apskaičiuoti sąveikos stiprumą. Jau dabar turimi duomenys leidžia apibrėžti tam tikras viršutines ribas – jei sąveika būtų už jas stipresnė, jau būtume aptikę tokių mažų juodųjų skylių. Iki dešimtmečio pabaigos LIGO detektoriumi surinkti duomenys leis patikrinti tamsiosios materijos dalelių savybes geriau, nei bet koks šiandieninis eksperimentas. Ypač naudinga tai, kad šiam metodui nekliudo „neutrinų grindys“ – elementariųjų dalelių neutrinų keliamas triukšmas detektoriuose, užgožiantis galimų labai masyvių dalelių signalą. Tyrimo rezultatai publikuojami Physical Review Letters.

***

Pulsarais lokalizuojamos gravitacinės bangos. Pulsarai – labai reguliariai žybsinčios neutroninės žvaigždės – yra puiki priemonė fiksuoti gravitacinėms bangoms. Jei pulsaras pajuda iš vietos, pakinta jo žybsnių atsklidimo laikas, kurį galime išmatuoti labai tiksliai. Gravitacinė banga, sklindanti pro pulsarą, jį šiek tiek pajudina, tad ir jo pulsai pakinta specifiniu ritmu. Pokyčiai prilygsta pačių pulsų savosioms variacijoms, taigi stebint vieną pulsarą neįmanoma pasakyti, ar jį judina gravitacinės bangos, ar ne. Situacija pasikeičia, kai stebime daug pulsarų vienu metu: savosios variacijos yra visiškai atsitiktinės ir nepriklauso viena nuo kitos, o gravitacinės bangos poveikis – sistemiškas, priklausomai nuo to, kuria kryptimi sklinda banga. Taigi turėdami pulsarų grupės žybsnių fiksavimų duomenis (angl. Pulsar Timing Array, PTA) galime išmatuoti gravitacinių bangų stiprumą. Jie tinka matuoti labai didelio ilgio bangas, kurias sukelia besijungiančios supermasyvios juodosios skylės; tuo tarpu antžeminiai detektoriai, tokie kaip LIGO, matuoja trumpesnes, sukeliamas žvaigždinių juodųjų skylių. Pagrindinis PTA metodo trūkumas – sudėtinga identifikuoti, iš kur sklinda banga. Naujame tyrime nagrinėjama, kaip šią problemą išspręsti. Pagrindinis kliuvinys, nustatant bangos sklidimo kryptį – pulsarų padėčių nežinojimas. Taigi paprasčiausias sprendimas yra patikslinti šiuos duomenis: stebėti pulsarus teleskopais, kurie leistų kuo tiksliau nustatyti jų buvimo vietą. Žinoma, tokie stebėjimai reikalauja laiko ir teleskopų resursų, tad tyrėjai išnagrinėjo, kiek pulsarų reikia, norint reikšmingai pagerinti bangų šaltinių lokalizavimą. Vieno pulsaro pakanka, kad bangos šaltinio padėtį nustatytume su kelių dešimčių lanko minučių paklaida – tai šiek tiek mažiau už Mėnulio pilnaties skersmenį. Pridėjus daugiau pulsarų, rezultatai labai sparčiai gerėja: vos dvylikos užtenka, kad paklaida sumažėtų iki vos dviejų lanko sekundžių – maždaug tokio dydžio danguje matome Neptūną. Šimto megaparsekų atstumu – tai maždaug tipinis LIGO aptinkamų gravitacinių bangų šaltinių nuotolis – ši paklaida atitinka vieną kiloparseką – tikrai mažiau už galaktiką. Taigi net ir gigaparseką nutolusius gravitacinių bangų šaltinius galėtume vienareikšmiškai susieti su konkrečia galaktika. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Gama žybsnių čiurkšlių trukmė. Gama spindulių žybsniais vadinami trumpi gama spinduliuotės pliūpsniai, ateinantys iš įvairių dangaus pusių. Tai milžiniškos energijos sprogimai, nutinkantys tolimose galaktikose (iš principo gali nutikti ir Paukščių Take, tiesiog kol kas dar tokių neužfiksavome). Jie skirstomi į dvi rūšis: ilguosius, trunkančius ilgiau nei dvi sekundes, sukelia masyvių greitai besisukančių žvaigždžių sprogimai, o trumpuosius – kompaktiškų objektų – neutroninių žvaigždžių – susijungimai. Bent jau taip manėme iki praeitų metų, kai buvo paskelbta apie žybsnį, visomis savybėmis panašų į trumpąjį, tačiau trukusį 50 sekundžių. Dabar mokslininkai sukūrė modelį, kuris paaiškina tokio žybsnio kilmę: jis nutiko jungiantis neutroninei žvaigždei ir juodajai skylei. Tyrėjai skaitmeniniais modeliais suskaičiavo, kaip toks procesas vyksta ir kaip vystosi jo metu išmetama čiurkšlė – pagrindinis gama spindulių šaltinis. Nors panašūs modeliai buvo nagrinėjami ir seniau, šio darbo naujovė buvo magnetinio lauko konfigūracijų analizė. Priklausomai nuo to, kaip magnetinis laukas pasiskirstęs neutroninėje žvaigždėje ir aplink juodąją skylę prieš pat susijungimą, gali nusistovėti įvairios konfigūracijos ir iškart po jo. Priklausomai nuo pradinės kūnų tarpusavio orbitos ir magnetinio lauko stiprumo, neutroninės žvaigždės medžiaga į diską aplink juodąją skylę krenta skirtingai sparčiai. Jei magnetinis laukas susisukęs kaip riestainis, stipresnis magnetinis laukas lemia spartesnį medžiagos kritimą – tada žybsnio energija išspinduliuojama labai greitai ir ryškiai. Silpnesnis magnetinis laukas sukelia ilgesnį ir blausesnį žybsnį. Pirmuoju atveju gaunamas žybsnio ryškumas viršija bet ką, kas iki šiol buvo aptikta, tad matyt tokia konfigūracija susidaro arba labai retai, arba išvis neįmanoma. Antruoju atveju gaunamas tokio tipo žybsnis, kaip užfiksuota pernai. Jei magnetinis laukas sukasi aplink disko centrinę ašį, žybsnis apskritai prasideda keletu sekundžių vėliau, nei susijungimas. Visais atvejais čiurkšlė taip pat išlaiko reikšmingą magnetinį lauką, tad į jį būtina atsižvelgti nagrinėjant spinduliuotės generavimo procesus. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Precesija keičia blazarų šviesį. Blazarais vadinama viena aktyvių galaktikų rūšis, pasižyminti stipria radijo ir gama spinduliuote. Aktyvios galaktikos yra tokios, kurių centrinės juodosios skylės sparčiai ryja dujas, o aplink susidaręs diskas ir kitos struktūros – aktyvus branduolys – labai ryškiai šviečia. Kartais statmenai diskui išlekia čiurkšlė – beveik šviesos greičiu sklindantis dalelių srautas. Blazarai yra tie aktyvūs branduoliai, kurių čiurkšlė nukreipta tiesiai į mus. Jų šviesis nuolatos kinta, dažniausiai kartais paryškėja. Įprastai manoma, kad šviesio pokyčius sukelia netolygumai dujų diske, iš kurio paleidžiama čiurkšlė. Netolygumai lemia, kad kartais į čiurkšlę paduodama daugiau medžiagos, kuri ir ima šviesti ryškiau, kol išsisklaido galaktikoje. Tokie pokyčiai turėtų būti stochastiški – atsitiktinai pasiskirstę laike. Visgi detalesni ir ilgesni blazarų stebėjimai rodo, kad šviesio pokyčiai dažnai yra bent dalinai periodiški. Naujame darbe mokslininkai pateikia naują blazarų kintamumo interpretaciją, paaiškinančią šiuos duomenis: blazarų šviesis kinta dėl čiurkšlės precesijos. Čiurkšlės yra labai siauros, bet visgi ne siūlai, o kūgiai arba paraboloidai. Jei žiūrime tiesiai į kūgio ašį, matysime ryškiausią spinduliuotę, jei truputį pro šalį – blausesnę. Būtent tai gali būti šviesio skirtumų priežastis. Čiurkšlei pataikyti tiesiai Žemės link šansų mažiau, nei truputį pro šalį, todėl reti yra būtent šviesio padidėjimai, o ne sumažėjimai. Bet čiurkšlės šiaip sau, be priežasties, nekeičia krypties. Kokia galėtų būti ta priežastis? Greičiausiai – kita, mažesnė supermasyvi juodoji skylė, kurios gravitacija iškreipia diską. Diską iškreipti gali ir kiti reiškiniai, pavyzdžiui kuriam laikui jo geometriją pakeistų naujai įkritęs dujų gumulas. Bet toks variantas mažiau tikėtinas, nei dvinarės kompanionės. Tyrėjai pritaikė savo modelį 11-ai blazarų ir parodė, kad visais atvejais jis gerai paaiškina ilgalaikį šviesio bei spektro kitimą. Pavyzdžiui, modelis paaiškina blazaro OJ 287 kintamumą ilgesnėmis nei metų laiko skalėmis. Jau seniai žinoma, kad šis blazaras turi dvinarę juodąją skylę, bet iki šiol astronomai nebandė jos susieti su čiurkšlės šviesio pokyčiais. Kituose blazaruose periodiški pokyčiai gali būti laikomi geru dvinarės kompanionės egzistavimo irodymu. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal.

***

Raudonojo poslinkio skirtumai atstumų matavimui. Visata plečiasi, taigi kuo toliau yra galaktika, tuo greičiau ji nuo mūsų tolsta. Proporcingumo koeficientas tarp greičio ir atstumo vadinamas Hablo parametru ir yra lygus maždaug 70 km/s vienam megaparsekui. Tad dešimt megaparsekų nutolusi galaktika juda 700 km/s greičiu, šimtą nutolusi – 7000 km/s ir taip toliau (šio plėtimosi neriboja šviesos greitis, nes plinta pati Visatos erdvė, o ne objektai juda jos atžvilgiu). Laikui bėgant, atstumas iki galaktikos auga, taigi didėja ir jos judėjimo greitis, o kartu ir raudonasis poslinkis. Aišku, šis pokytis labai nedidelis – pavyzdžiui, netgi galaktika, kurios šviesa iki mūsų keliauja 12 milijardų metų ir kuri nuo mūsų tolsta pusketvirto karto greičiau už šviesą, kasmet pagreitėja vos apie 15 cm/s. Išmatuoti tokį greičio pokytį šiandieniniams teleskopams šansų nėra; netgi po keleto metų pradėsiantis veikti Ypatingai didelis teleskopas (Extremely Large Telescope) turės rinkti duomenis 5-10 metų, kad pasiektų tikslumą, reikalingą tokio lygio greičio pokyčiams nustatyti. Bet raudonojo poslinkio dreifas, kaip vadinamas šis nuolatinis kitimas, gali būti pritaikytas jau dabar – jei matome kelis galaktikos atvaizdus dėl gravitacinio lęšiavimo. Gravitaciniu lęšiavimu vadinamas procesas, kai šviesos trajektorija iškreipiama pakeliui esančio masyvaus kūno, todėl matome iškreiptą tolimo objekto vaizdą ar net kelis atvaizdus. Kiekvieno atvaizdo spinduliuotė mus pasiekia skirtingu keliu, tad matome juos skirtingo senumo. Taigi skiriasi ir raudonasis poslinkis. Išmatavę poslinkio skirtumą, galime nustatyti, kiek skiriasi atvaizdų amžius, bet tam reikia žinoti, kaip plečiasi Visata ir kiek joje yra materijos bei tamsiosios energijos. Naujojo tyrimo autoriai išnagrinėjo priešingą uždavinį: žinant laiko skirtumą tarp atvaizdų (pavyzdžiui, aptikus supernovos sprogimą) ir raudonojo poslinkio skirtumą, galima apskaičiuoti kosmologinius parametrus. Jie nustatė, kad laiko ir poslinkio skirtumų ryšys nepriklauso nuo Hablo parametro – tai labai naudinga, nes leidžia nagrinėti Visatos sandarą net ir tiksliai nežinant šio parametro vertės. O štai tamsiosios energijos ir materijos kiekį tokiu būdu nustatyti įmanoma. Tiesa, norint gauti rezultatus, patikimumu prilygstančius kitais būdais gaunamoms vertėms, reikėtų ištirti apie tūkstantį lęšiuotų galaktikų. Neseniai prasidėjusi Euclid misija turėtų jų tiek aptikti. Jų raudonojo poslinkio skirtumų analizė bus puikus papildomas įrankis ištirti, kokie kosmologiniai parametrai aprašo mūsų Visatą. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Tolimiausių kvazarų savybės. Kvazarai yra patys ryškiausi aktyvūs galaktikų branduoliai – supermasyvios juodosios skylės, į kurias labai sparčiai krenta dujos. Jų milžiniškas šviesis leidžia šiuos objektus stebėti didžiuliais kosminiais atstumais, o turint tokius duomenis galima palyginti, kaip skiriasi kvazarų savybės skirtingais kosminiais laikotarpiais. Dabar tokia analizė pirmą kartą pratęsta iki laikų, kai Visatos amžius buvo tik 800 milijonų metų – apie 6% dabartinio. Atlikę plataus dangaus gabalo – apie 5000 kartų didesnio už Mėnulio pilnatį – stebėjimus bei pridėję anksčiau aptiktus objektus, astronomai sudarė 35 kvazarų iš to laikotarpio imtį. Išnagrinėję jų šviesių pasiskirstymą, jie nustatė, kad šis labai panašus į pasiskirstymą vėlesniais laikais, kai Visatai buvo 1-2 milijardai metų. Vienintelis skirtumas – kuo senesni laikai, tuo bet kokio šviesio kvazarų mažiau. Svarbiausias iš šios analizės gaunamas rezultatas – įvertinimas, kiek jonizuojančių fotonų į tarpgalaktinę erdvę išmetė tie tolimiausi kvazarai. Prieš atsirandant galaktikoms, tarpgalaktinė erdvė buvo užpildyta neutraliomis dujomis, bet per pirmąjį milijardą metų jos tapo jonizuotos. Kol kas nežinome, kokie buvo pagrindiniai šio proceso – rejonizacijos – šaltiniai. Naujasis tyrimas rodo, kad kvazarų išspinduliuojami fotonai tesudarė apie 1% reikalingų rejonizacijai, taigi kvazarai negalėjo būti pagrindinis šaltinis. Greičiausiai Visatą visgi jonizavo masyvių žvaigždžių spinduliuotė. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal Letters.

***

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

Laiqualasse