Kasdienėje kalboje „chaosą“ suprantame kaip kenksmingą netvarką. Matematiškai chaosas turi kiek kitokį, platesnį apibrėžimą: tai sistemos savybė, kai net labai menkas pradinių jos sąlygų pokytis veda prie labai didelio galutinio evoliucijos rezultato skirtumo. Tokią situaciją randame Paukščių Tako centre: ten esančios žvaigždės, pasirodo, vos per kelis šimtus metų turėtų neatpažįstamai pakeisti orbitas dėl sunkiai prognozuojamų artimų prasilenkimų. Chaosas gali nutikti ir besiformuojančiose planetinėse sistemose, ypač jei planetų ten auga daug – bent penkios; ši savybė panaudota įrodant, jog ne visuose matomuose protoplanetinių diskų tarpuose gali slėptis planetos. Kitose naujienose – Mėnulio regolito klasifikacija ir tamsių kraterių amžius, meteorai Veneroje ir Saturno palydovų amžius, tamsiosios materijos halai aplink kvazarus ir daugkartinis žvaigždės ardymas, skrendant pro juodąją skylę. Gero skaitymo!

***

Žiedinio užtemimo metu Mėnulis pilnai užeina ant Saulės disko, tačiau pats yra per mažas, kad uždengtų jį visą. Taigi užtemimo viduryje matome Saulės disko žiedą, juosiantį Mėnulio šešėlį. Prieš ir po šio momento Mėnulio diskas užslenka ant Saulės ir nuo jos nuslenka. Mėnulio paviršius nėra visiškai lygus – kalnai Saulę pridengia ilgiau, slėniai jos spindulius praleidžia anksčiau. Šiame montaže matome kalnų šešėlius, gautus sudėjus daugybę judančio Mėnulio nuotraukų. Tiesa, šešėliai gaunasi apversti ir iškreipti.

***

Mėnulio regolito klasifikacija. Didžiąją dalį Mėnulio paviršiaus dengia smulkios dulkės, vadinamos regolitu. Per artimiausią dešimtmetį vyksiančios žmonių misijos į palydovą turėtų pradėti regolitą naudoti įvairiems poreikiams patenkinti: kaip konstrukcinę medžiagą ar įvairių naudingų cheminių elementų šaltinį. Bet ne visas regolitas vienodas, tad ir apdoroti jį reikėtų skirtingai. Dabar pasiūlyta regolito klasifikacijos schema, kuri turėtų padėti identifikuoti skirtingiems tikslams naudingiausią regolitą. Klasifikacijos idėja panaši į žemiškų dirvų klasifikaciją, tačiau detalės skiriasi radikaliai. Žemėje dirva klasifikuojama pagal molio, dumblo ir smėlio proporcijas. Mėnulyje pirmų dviejų nėra, taigi žemiškos klasifikacijos pritaikyti neįmanoma. Naujajame darbe regolitas skirstomas pagal cheminę sudėtį ir vidutinį dalelių dydį. Cheminės sudėties įvertinimui pasirinktas geležies oksido kiekis, pagal kurį regolitą galima suskirstyti į aukštumų (mažai geležies), tarpinį ir jūrų (daug geležies). Geležies kiekis glaudžiai susijęs su aliuminio bei kalcio (kuo geležies daugiau, tuo šių elementų mažiau), titano bei magnio (atvirkščiai). Vidutinis dalelių dydis irgi skirstomas į tris kategorijas: didelės dalelės (vidutiniškai virš 120 mikrometrų), vidutinės ir mažos (mažiau nei 50 mikrometrų). Šitaip gaunamos devynios regolito kategorijos; jas papildomai būtų galima skirstyti pagal kitus kriterijus, pavyzdžiui skirtingų mineralų gausą. Visgi ir šie du kriterijai yra labai naudingi. Visų pirma, pagal juos regolitą galima klasifikuoti vien iš orbitinių nuotraukų, jei jose yra spektro informacija. Tą tyrimo autoriai padarė, kalibruodami nuotraukų duomenis pagal Apollo misijų pargabentų regolito mėginių analizę. Antra, šios informacijos pakanka, kad galima būtų atsirinkti regolitą, tinkamiausią geležies ir kitų metalų išgavimui, arba skirtingų konstrukcijų statybai. Turėdami regolito tipų mėnlapius, misijų planuotojai galės geriau nuspręsti, kur verta leistis, kad astronautai turėtų kuo geresnį priėjimą prie įvairaus tipo išteklių. Tyrimo rezultatai publikuojami Planetary and Space Science.

***

Mėnulio lediniai krateriai – jauni. Arti Mėnulio ašigalių esama kraterių, kurių dugno niekad neapšviečia Saulė. Mūsų palydovo sukimosi ašis pasvirusi vos penkis laipsnius į orbitos plokštumą, taigi Saulės aukštis virš horizonto ten kinta daug mažiau, nei Žemėje. Prie ašigalių kraterių kraštai meta pakankamai ilgus šešėlius, kad dugnas skendėtų amžinoje tamsoje ir šaltyje. Tokia aplinka puikiai tinka kauptis lakioms medžiagoms, ypač – vandeniui. Būtent dėl šios priežasties Mėnulio pietų ašigalis (kur tokių kraterių daugiau, nei šiaurėje) sulaukia tiek daug dėmesio, ten planuojama išsiųsti žmonių misijas ir įrengti pirmąsias nuolatines tyrimų stotis. Bet kol kas nežinome, kiek vandens ledo ten yra; geriausi vertinimai remiasi skaičiavimais apie vandens molekulių kritimo ant Mėnulio spartą. Daugiausiai vandens Mėnulio paviršių pasiekė Saulės sistemos jaunystėje, taigi vertinimai labai priklauso nuo kraterių amžiaus. Naujame tyrime parodoma, kad kraterių dugnai į amžiną tamsą paniro gerokai vėliau, nei susiformavo Mėnulis. Darbas remiasi pernai paskelbta Mėnulio ir Žemės tarpusavio judėjimo istorijos analize. Mėnulis nuolat tolsta nuo Žemės, kartu keldamas potvynius mūsų vandenynuose ir lėtindamas planetos sukimąsi. Šis procesas nėra visiškai tolygus, o pernykščiame darbe mokslininkai nustatė, kaip kito Žemės paros ilgis per visus puspenkto milijardo metų. Remdamiesi šiais duomenimis, naujojo tyrimo autoriai apskaičiavo, kaip turėjo keistis Mėnulio sukimosi ašis. Praktiškai neabejotinai ašis buvo gerokai labiau pasvirusi dar prieš 2,1 milijardo metų – mažiau nei pusę Mėnulio amžiaus. Tikėtina, kad pirmieji amžinai tamsūs krateriai atsirado ne anksčiau, kaip prieš 3,4 milijardo metų, o vidutinis tokių zonų amžius mažesnis nei du milijardai. Krateris, į kurį prieš 14 metų atsitrenkė Indijos zondas, patvirtinęs vandens egzistavimą, greičiausiai visiškai užtemo išvis prieš 900 milijonų metų. Tai, kad jame yra vandens ledo, nuteikia optimistiškai – tai reiškia, kad jo tikrai turėtų būti ir kituose tamsiuose krateriuose. Iš kitos pusės, tikėtinas vandens ledo kiekis greičiausiai gerokai mažesnis, nei manyta iki šiol. Tyrimo rezultatai publikuojami Science Advances.

***

Karts nuo karto vis iškeliama idėja pastatyti radijo teleskopą tolimojoje Mėnulio pusėje. Apsaugotas nuo Žemės skleidžiamo radijo triukšmo, jis galėtų pažvelgti į Visatą taip, kaip negali jokios radijo akys mūsų planetoje. Ką jis galėtų aptikti, pasakoja PBS Space Time:

***

Veneros atmosferoje žybsi meteorai. Ne vieną dešimtmetį, stebėdami Venerą, astronomai pastebi trumpus žybsnius jos atmosferoje. Ilgą laiką buvo manoma, kad tai – žaibo išlydžiai. Šią interpretaciją sustiprino ir kai kurių zondų atsiųsti duomenys – jie užfiksuodavo statinių išlydžių signalus, kurie primena žaibų ir griaustinių triukšmą Žemėje. Tačiau atidesnė analizė atskleidžia keletą neatitikimų: išlydžių fiksuojama daug daugiau, nei žybsnių, be to, jie vyksta skirtingu metu. Dar vienas argumentas prieš žaibų išlydžius – Veneros atmosferos sudėtis nepalanki tokiems reiškiniams. Dabar mokslininkai išnagrinėjo alternatyvią hipotezę: žybsnius sukelia meteorai. Tai ne pirmas kartas, kai ši hipotezė iškeliama, bet anksčiau ji buvo atmetama lyginant žybsnių skaičių Veneroje su meteorų kiekiais Žemėje. Veneroje žybsniai matomi gerokai dažniau, nei krentančios žvaigždės Žemėje, tačiau juos sukeliančių tarpplanetinių dulkių tankis turėtų būti labai panašus. Naujojo tyrimo autoriai atsižvelgė į du anksčiau neįvertintus, nors ir akivaizdžius, aspektus: planetos judėjimo greitį ir atmosferos tankį. Žybsniai paprastai fiksuojami infraraudonųjų spindulių ruože, ties 777 nanometrais, mat tokią spinduliuotę skleidžia sužadinti deguonies atomai, kurių gausu ir Žemėje, ir Veneroje (nors ten jie įkalinti anglies dvideginio molekulėse). Žemėje ši spinduliuotė sudaro apie 1% visos meteoro išskiriamos energijos. Veneros sąlygomis, pasirodo, 777 nm spinduliuotė gali sudaryti net 5-10% visos, taigi ir žybsniai būtų matomi gerokai ryškesni. Be to, Venera aplink Saulę skrieja apie 20% greičiau, nei Žemė, tad ir meteoroidai į ją pataiko vidutiniškai didesniu greičiu, o tai vėlgi lemia ryškesnius žybsnius. Meteorai greičiausiai sudega maždaug 100 kilometrų aukštyje virš planetos paviršiaus. Visa tai yra puikios žinios planuojamoms misijoms į Venerą, ypač toms, kurias tikimasi paleisti kyboti debesyse, 50-70 km aukštyje. Gerokai mažesni, nei anksčiau manyta, žaibų išlydžių kiekiai ir gerokai aukščiau, nei zondo darbinis aukštis, sudegantys meteorai reiškia, kad zondui aplinka bus daug saugesnė. Žinoma, Veneros atmosferoje tyko daug kitų pavojų – stiprūs vėjai, rūgštis, karštis – bet žaibų nebuvimas leis zondus daryti daug lengvesnius. Tyrimo rezultatai publikuojami JGR Planets.

***

Saturno palydovai tikrai seni. Saturnas, kaip ir kitos Saulės sistemos planetos, susiformavo panašiu metu, kaip ir pati žvaigždė – prieš 4,5 milijardo metų. O štai Saturno žiedai greičiausiai yra daug jaunesni – pastaraisiais metais rasta nemažai įrodymų, jog jų amžius neviršija 100 milijonų. O kaip jo palydovai, kurių planeta turi kone pusantro šimto? Na, dauguma tų palydovų yra mažyčiai akmenukai, kuriuos Saturnas pagavo skrendančius pro šalį, bet net 24 yra „įprasti“, galimai susiformavę kartu su planeta. Septyni iš jų – Mimas, Enceladas, Tetidė, Dijonė, Japetas, Rėja ir Titanas – galimai netgi turi popaviršinius vandenynus. Naujame tyrime pristatomi skaitmeniniai modeliai, kuriais remiantis galima tvirtai teigti, jog palydovų amžius nedaug mažesnis už pačios planetos. Modeliai paremti kraterių skaičiavimu – toks metodas dažnai naudojamas įvertinti kietų paviršių Saulės sistemoje amžių. Metodo esmė – ant kiekvieno dangaus kūno krenta įvairaus dydžio meteoritai ir asteroidai, todėl laikui bėgant ten vis atsiranda naujų kraterių. Jei nevyksta paviršiaus erozija, gauname priklausomybę, jog kuo paviršius senesnis, tuo kraterių daugiau. Tačiau norėdami nustatyti tikrąjį paviršiaus amžių, turime žinoti, kaip dažnai praeityje ant jo krisdavo skirtingo dydžio kūnai. Mėnuliui tokius duomenis, kalibruojančius kraterių metodą, suteikia Apollo ir kitų misijų pargabenti uolienų mėginiai. Deja, Mėnulio duomenys netinka išorinėje Saulės sistemos dalyje, kur asteroidų populiacija gerokai skyrėsi nuo Žemės aplinkos. Taigi tyrimo autoriai pasitelkė skaitmeninį modelį, kuriame sekama didžiųjų planetų migracija Saulės sistemos jaunystėje ir jos poveikis planetų formavimosi nuolaužoms – asteroidams ir panašioms uolienoms. Suskaičiavę kelis šimtus šio modelio realizacijų, jie gavo statistiškai išsamų uolienų orbitų pasiskirstymą išorinėje Saulės sistemos dalyje. Tada jie apskaičiavo, kaip dažnai ir kokio dydžio uolienos turėtų pataikyti į Saturną; pataikymų į palydovus dažnumas turėtų būti mažesnis proporcingai pagal paviršiaus plotą ir gravitacinio lauko stiprumą. Galiausiai jie įvertino, koks kraterių dydžių skirstinys susidarytų palydovų paviršiuje, jiems susiformavus skirtingu metu. Gautas rezultatas – palydovų amžius yra tarp 4,1 ir 4,4 milijardo metų; arčiausiai Saturno esantys Mimas ir Enceladas pora šimtų milijonų metų jaunesni už esančius toliau. Šis rezultatas įdomus dviem aspektais. Viena vertus, jis rodo, kad palydovai, nors ir labai seni, yra truputį jaunesni už Saturną – tai padės įvertinti Saulės sistemos formavimosi eigą. Antra vertus, palydovų amžiaus didėjimas tolstant nuo Saturno greičiausiai susijęs su dulkių disko, iš kurio jie formavosi, raida. Tyrimo rezultatai publikuojami Icarus.

***

Vandenilyno planetos atmosfera. Vienos dažniausiai aptinkamų egzoplanetų yra tarpinės tarp Žemės ir Neptūno – tiek mase, tiek skersmeniu. Tokių planetų Saulės sistemoje nėra, tad apie jas žinome labai nedaug. Kai kurios jų neabejotinai yra uolinės, kaip ir Žemė, tik didesnės; kitos – dujinės ar ledinės, kaip Neptūnas, tik mažesnės. Greičiausiai esama ir tarpinių variantų. Prieš porą metų aptikti pirmieji įrodymai, jog egzistuoja „vandenilynų“ planetos. Šis žodis – mano vertinys iš angliško termino „hycean“, kuris sudarytas iš „hydrogen“ (vandenilis) ir „ocean“ (vandenynas). Šios planetos turi vandenilio atmosferas, o po jomis plyti visą paviršių dengiantys vandenynai. Ar gali tokia planeta būti tinkama gyvybei? Vienareikšmiško atsakymo neturime: vieni mokslininkai teigia, kad taip, vandenyne gali vykti įvairiausios cheminės reakcijos, kurios duotų pradžią gyvybei; kiti, priešingai, sako, kad vandenyno dugne turėtų būti storas egzotiškos ledo atmainos sluoksnis, kuris sustabdo medžiagų apykaitą tarp vandenyno ir gilesnių uolienų, todėl planeta būtų sterili. Dabar pirmą kartą detaliai išmatuotas tokios planetos spektras ir užfiksuotos molekulės, rodančios, kad apykaita greičiausiai vyksta. K2-18b yra 8,6 karto už Žemę masyvesnė planeta; ji skrieja savo žvaigždės gyvybinėje zonoje, taigi vidutinė planetos temperatūra tinkama skystam vandeniui egzistuoti. Planetos tankio matavimai jau seniau rodė, kad ji greičiausiai turi vandenyną ir vandenilio atmosferą. Naudodami James Webb teleskopą, astronomai išmatavo planetos atmosferos spektrą detaliau, nei bet kada anksčiau. Ten jie aiškiai pamatė anglies dvideginio ir metano pėdsakus, o štai amoniako nerado. Visos trys molekulės formuojasi panašiomis sąlygomis, jei tik yra ingredientų. Taigi galima teigti, jog K2-18b atmosferoje yra anglies, bet ne azoto. Būtent tokią atmosferos sandarą prognozuoja vandenilynų planetų modeliai. Taip pat galimai aptikti dimetilsulfido pėdsakai. Šią molekulę Žemėje gamina vien gyvybė – konkrečiai daugiausiai fitoplanktonas. Fitoplanktonl egzistavimas, atrodytų, gerai dera su visą planetą dengiančiu vandenynu, tačiau svarbu nedaryti skubotų išvadų. Kol kas aptiktas signalas nėra statistiškai reikšmingas; be to, gali būti, jog molekulę formuoja ir negyvybiniai procesai, tiesiog Žemėje tokie nevyksta. Tyrimo rezultatai priimti publikavimui The Astrophysical Journal Letters.

***

Ne visuose tarpuose – planetos. Protoplanetiniai diskai matomi prie daugelio jaunų, ką tik gimusių, žvaigždžių. Jie sudaryti iš dulkių ir dujų, o šios, jungdamosi į vis didesnius gumulus, suformuoja planetas. Neretai diskuose matomi tarpai – žiedai, kuriuose tiek dulkių, tiek dujų tankis daug mažesnis už aplinką. Manoma, kad tarpus atveria juose augančios planetos. Planetos gravitacija sutraukia dalį medžiagos, o likusią išstumia tolyn ir sukuria barjerą, pro kurį migruoti sudėtinga – taip ir susidaro tarpas. Kai kuriuose tarpuose aptiktos augančios planetos, taigi ryšys tarp šių darinių tikrai egzistuoja. Bet daugybėje tarpų planetų nematyti. Ar tai reiškia, kad planetos tiesiog per mažos, kad jas aptiktume? Panašu, kad ne: daugelyje tarpų planetų iš tiesų nėra. Tokią išvadą mokslininkai padarė suskaičiavę įvairių planetinių sistemų evoliuciją skaitmeniniais modeliais. Pradinės modelių sąlygos buvo paremtos realių diskų stebėjimais, įdedant po planetą į kiekvieną disko tarpą. Skirtinguose modeliuose buvo nuo trijų iki septynių planetų. Taip pat skirtingose modelių realizacijose buvo įvertinta įvairių nelabai tiksliai žinomų disko parametrų – pavyzdžiui, tankio ir klampos – įtaka sistemos evoliucijai. Kiekvienos sistemos raida modeliuose sekama 100 milijonų metų, to tikrai pakanka stabilioms planetų orbitoms nusistovėti. Tose sistemose, kur pradžioje buvo trys ar keturios planetos, dažniausia baigtis buvo planetų išsidėstymas toli nuo žvaigždės – gerokai toliau, nei įprastai aptinkamos planetos realybėje. Be to, planetų orbitos buvo daug apvalesnės, nei stebima. Penkių-septynių planetų sistemos per maždaug 40 tūkstančių metų dažniausiai tapdavo nestabilios ir bent viena, o dažnai kelios, planetos tiesiog išlėkdavo lauk. Tokio laikotarpio nepakanka tarpui diske atverti. Taigi akivaizdu, kad planetos egzistuoja ne kiekviename tarpe – tokioms sistemoms nėra kaip susiformuoti. Net ir tais atvejais, kai tarpų diske nedaug, mažai tikėtina, kad planetos yra būtent tuose tarpuose. Greičiausiai tarpus atveria ne juose esančios planetos, o kur nors kitur sistemoje esančių planetų gravitacija, sukeldama rezonansą dujų ir dulkių orbitose. Panašiai Jupiteris kelia rezonansus Asteroidų žiede, sukuria tarpus jame, o Saulės sistemos jaunystėje sutrukdė toje zonoje susiformuoti planetai. Tyrimo rezultatai publikuojami Astronomy & Astrophysics.

***

Pulsuojančių žvaigždžių parametrų nustatymas. Kiekvienos žvaigždės šviesis nuolat truputį kinta. Tokių žvaigždžių, kaip Saulė, mirgėjimą galima aprašyti statistiškai – svyravimai yra atsitiktiniai, juos sukelia konvekcinių celių kaita žvaigždės paviršiuje. Kitos žvaigždės, vadinamos klasikinėmis pulsatorėmis, kinta kitaip – daugmaž reguliariais periodais, o šiuos pokyčius sukelia nestabilūs procesai žvaigždės gelmėse. Viena iš klasikinių pulsatorių rūšių yra Lyros RR tipo žvaigždės. Šios žvaigždės panašios į Saulę, tačiau labai senos ir jau perėjusios į raudonosios milžinės stadiją; jų centruose jungiasi ir energiją teikia ne vandenilis, o helis. Netoli šių žvaigždžių paviršiaus yra zona, kurioje dalinai jonizuotas helis gali veikti kaip energijos rezervuaras ir reguliuoti, kiek energijos pabėga iš žvaigždės. Reguliarūs sluoksnio jonizacijos pokyčiai lemia reguliarius žvaigždės išsipūtimus ir susitraukimus bei šviesio variacijas. Yra žinoma šimtai tūkstančių Lyros RR tipo žvaigždžių, bet iki visai neseniai buvo manoma, kad šios šviesio variacijos yra vienintelis jų svyravimas. Tokia situacija atrodė labai nedėkinga, nes turint tik vieno svyravimo informaciją, beveik nieko neįmanoma pasakyti apie žvaigždės savybes. Tuo tarpu turint bent dviejų, o geriau ir daugiau, tipų svyravimų duomenis, galima nustatyti žvaigždės masę, struktūrą ir kitas savybes. Toks yra astroseismologijos mokslo principas. Bet dabar mokslininkai sugebėjo pritaikyti astroseismologinius metodus ir Lyros RR žvaigždėms – bent jau kai kurioms. Vienas jų pogrupis vadinamas „0.61 žvaigždėmis“, nes greta pagrindinio pulsavimų periodo turi ir overtonus, kurių periodų santykis yra 0,61. Manoma, kad overtonus sukelia silpnos aštunto arba devinto laipsnio pulsacijos – tai reiškia, kad žvaigždę galima sudalinti į aštuonias ar devynias zonas, kurių gretimose svyravimai vyksta į priešingas puses. Pasirinkę septynias žvaigždes, kurių masė ir kiti parametrai žinomi iš nepriklausomų stebėjimų, mokslininkai sumodeliavo tikėtinus jų virpesius. Gauti periodų ir amplitudžių santykiai gerai atitinka stebėjimų duomenis, taigi atrodo, jog pulsacijų prigimtis nuspėta teisingai. Dabar metodą bus galima pritaikyti kitoms 0.61 žvaigždėms, kurių parametrai nėra žinomi – keičiant parametrų vertes bus galima rasti tokį rinkinį, kurio duodamos astroseismologinės prognozės geriausiai atitiks stebėjimus. Tai ypač naudinga siekiant nustatyti šių žvaigždžių mases, nes tą padaryti dažniausiai labai sudėtinga, jei žvaigždė nėra dvinarėje sistemoje. Tyrimo rezultatai publikuojami MNRAS.

***

Chaosas Galaktikos centre. Paukščių Tako centre aplink supermasyvią juodąją skylę skrieja šimtai žvaigždžių. Jos sudaro vadinamąjį S spiečių. Artimiausių juodajai skylei žvaigždžių periodai siekia vos keliolika metų. Jų orbitos – ištęstos ir išsidėsčiusios įvairiomis kryptimis. Tai iš esmės skiria spiečių nuo planetinės sistemos, kurioje orbitos yra nusistovėjusios, daugmaž apskritiminės ir daugmaž vienoje plokštumoje. Naujame tyrime nagrinėjama, kiek stabili S spiečiaus orbitų konfigūracija; atsakymas gaunamas aiškus – stabilumo ten mažai, sistema yra chaotiška. Tyrėjai pasitelkė skaitmeninius modelius, kuriais galima sekti kūnų judėjimą gravitaciniame lauke visiškai be paklaidų. Tiesa, tik tų paklaidų, kurias įveda kompiuteris. Stebėjimų paklaidų metodas panaikinti negali, taigi kiekvienos žvaigždės padėtis ir greitis yra šiek tiek neapibrėžti. Tuos neapibrėžtumus panaudoję kaip pradinių sąlygų variacijas, mokslininkai įvertino, kaip kinta orbitų dydžiai ir kryptys laikui bėgant. Jie kinta dėl žvaigždžių tarpusavio sąveikų: dažniausiai jos labai silpnos ir toli gražu neprilygsta juodosios skylės traukai, bet kartkartėmis, kai dvi (o kartais ir trys) žvaigždės prasilenkia vos kelių šimtų astronominių vienetų ar mažesniu atstumu, jų judėjimo kryptys gali pakisti labai staigiai. Tokie pokyčiai net ir menkus pradinių sąlygų skirtumus išaugina į milžiniškas galutinių rezultatų variacijas. Kitaip tariant, sistema yra chaotiška. Ir chaosui nereikia netgi tokių paklaidų, kokios kyla dėl stebėjimų netobulumo. Užtenka žvaigždžių padėtims pakisti vos per Planko ilgį – mažiausią apskritai įmanomą atstumą, daug mažesnį net už protono ar neutrono skersmenį – ir galutinė sistemos būsena, po milijonų metų, vis tiek bus radikaliai kitokia. Tyrimo autoriai apskaičiavo ir sistemos Liapunovo laiko skalę – ji daugmaž nurodo, kaip greitai dvi ypatingai panašios sistemos visiškai išsiskiria. S spiečiui ši laiko skalė pasirodė esanti trumpesnė nei 500 metų. Turint omeny, kad trumpiausios žvaigždžių orbitos trunka keliolika metų, kalbame apie mažiau nei 50 žvaigždės orbitų, per kurias ji visiškai „pamiršta“ savo ankstesnę judėjimo kryptį. Taigi šiandieninės spiečiaus savybės nieko negali pasakyti apie tai, kaip jį sudarančios žvaigždės susiformavo. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Pakartotinai dalinai ardoma žvaigždė. Jei žvaigždė praskrieja per arti juodosios skylės, pastarosios gravitacija gali ją suardyti į plazmos srautą. Toks įvykis matomas kaip keletą mėnesių trunkantis žybsnis galaktikos centre – mat tik ten esančios supermasyvios juodosios skylės gali suardyti žvaigždes ir sukelti pastebimą spinduliuotę. Jei žvaigždė skrieja toli, jokio suardymo nėra. Įmanomas ir tarpinis variantas – dalinis žvaigždės suardymas, kai nuo žvaigždės nuplešiama tik dalis išorinių sluoksnių. O jei žvaigždė skrieja orbita aplink juodąją skylę, dalinis suardymas gali kartotis daugmaž periodiškai. Tiesa, tam reikia, kad netekusi išorinių sluoksnių žvaigždė išsipūstų, o ne susitrauktų. Seniau buvo aptiktos kelios pakartotinai ardomos žvaigždės, kurių periodai siekė po kelias valandas – tai greičiausiai baltosios nykštukės prie pat 100 tūkstančių Saulės masių juodųjų skylių. Jų žybsniai matomi rentgeno ruože. Vėliau aptikta maždaug kas metus pasikartojančių žybsnių regimųjų spindulių ruože – tai turėtų būti žvaigždės milžinės prie 10 milijonų Saulės masių juodųjų skylių. O dabar aptiktas tarpinis atvejis: maždaug kas mėnesį pasikartojantys rentgeno žybsniai. Pirmas žybsnis pastebėtas pernai birželio pabaigoje. Iš pradžių astronomai pagalvojo, kad aptiko paprastą žvaigždės suardymo žybsnį. Tačiau užuot blėsęs, kaip būdinga tokiems reiškiniams, žybsnis tęsėsi apie keturias dienas praktiškai nesikeisdamas, o tada staiga užgeso. Praėjus 25 paroms nuo pirmo aptikimo, situacija pasikartojo. Ji kartojosi tol, kol buvo stebima, tik žybsnio trukmė keitėsi iki 7-10 dienų. Skaitmeniniais modeliais rasta geriausia duomenų interpretacija – Saulės masės žvaigždės dalinis suardymas prie 100 tūkstančių kartų masyvesnės juodosios skylės. Kiekvieno praskridimo metu žvaigždė netenka maždaug trijų Žemės masių medžiagos. Įdomu, kad žybsnis aptiktas vos keli mėnesiai po to, kai Swift teleskopo komanda įdiegė naują programinį įrankį greitam žybsnių identifikavimui. Be jo jie greičiausiai nebūtų spėję užfiksuoti žybsnio eigos iki jam išblėstant. Tai leidžia daryti išvadą, kad panašūs žybsniai yra gana dažnas reiškinys, tiesiog anksčiau neturėjome tinkamos įrangos jiems aptikti. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Astronomy.

***

Kvazarų halų masės – vienodos. Kone kiekvienoje galaktikoje yra supermasyvi juodoji skylė. Kartais į jas ima sparčiai kristi dujos, tada galaktika tampa aktyvi. Ryškiausios aktyvios galaktikos, kurių centrinio šaltinio šviesis gerokai viršija visų žvaigždžių šviesą, vadinamos kvazarais. Dabar mokslininkai įrodė, kad tiek šiais laikais, tiek Visatos jaunystėje kvazarai dažniausiai aptinkami tokios pat masės galaktikose. Tyrimo autoriai ištyrė 107 kvazarų, matomų maždaug milijardo metų amžiaus Visatoje, halų mases. Kiekviena galaktika turi halą, sudarytą iš tamsiosios materijos; kvazarai – ne išimtis. Aišku, tamsiosios materijos taip lengvai nepamatysi, tad norėdami įvertinti halo masę, tyrėjai nagrinėjo galaktikų spietimąsi tarpusavyje, kuris priklauso nuo masės. Paaiškėjo, kad tipinė kvazarų halų masė yra apie penkis trilijonus Saulės masių, o didžiausia – apie dešimt trilijonų. Labai panašios kvazarų halų masės randamos ir vėlesniais laikais, ir netgi šiandieninėje Visatoje. Tačiau kai Visatai buvo milijardas metų, 10 trilijonų Saulės masių buvo pačių didžiausių halų masė, o šiandieniniai halai neretai siekia ir kvadrilijoną Saulės masių. Taigi kvazarai stebimi ne pačiose didžiausiose galaktikose, o tik tam tikrame masių intervale. Kuo ypatingas būtent šis masės ruožas – kol kas nežinia. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal.

***

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

Laiqualasse