Dauguma struktūrų Visatoje yra hierarchinės – mažesni objektai sukasi aplink didesnius, šie – aplink dar didesnius, ir taip toliau; jei ne sukasi, tai bent jau telkiasi į darinius panašia tvarka. Praeitos savaitės naujienose daug pranešimų apie tuos mažesnius objektus – palydovus. Štai Mėnulis, pasirodo, truputį senesnis nei manyta, o jo nuolauža kelis šimtmečius skrieja šalia Žemės kaip kvazipalydovas, ir darys tą greičiausiai dar milijonus metų. Jupiterio palydovas Ijo – labiausiai vulkaninė vieta Saulės sistemoje – turi vientisą magmos okeaną. Dar skaitykite apie egzoneptūną, kuris išgyveno savo žvaigždės spinduliuotę nepraradęs atmosferos, kaip dauguma; Veneros tektoniką jaunystėje; dirbtinį intelektą supernovų sprogimų modeliavimui kosmologiniuose modeliuose; ir pirmųjų Visatos galaktikų savybes. Gero skaitymo!
***
Indijos zondas Chandrayaan-3 vasarą sėkmingai apsilankė Mėnulyje. Per 14 parų – vieną Mėnulio dieną – jis padarė daugybę atradimų, bet vieno tikėto dalyko nerado. Tai – vandenilis. Kodėl mokslininkai jo tikėjosi ir ką reiškia neradimas, pasakoja Astrum:
***
Mėnulis – truputį senesnis. Pagal dabartinį supratimą, Mėnulis susiformavo, kai į jauną Žemę trenkėsi maždaug Marso dydžio kūnas Tėja. Taigi Mėnulis privalo būti šiek tiek jaunesnis už mūsų planetą. Žemės amžius datuojamas 4,543 milijardo metų, pagal seniausius aptiktus kristalus. Mėnulio amžius seniau buvo laikomas 4,42 milijardo metų, bet dabar atrasti senesni kristalai rodo, kad palydovas egzistavo bent prieš 4,46 milijardo. Atradimas padarytas nagrinėjant Apollo astronautų pargabentus Mėnulio mėginius. Juose esama mikroskopinių cirkonio kristalo granulių, o šiose galima rasti urano ir švino atomų. Uranas-238 (izotopas su 238 dalelėmis branduolyje: 92 protonais ir 146 neutronais) po truputį skyla į kitus elementus, o skilimo grandinė baigiasi švinu-206 (82 protonai ir 124 neutronai). Švinas-206 kitais būdais nesiformuoja, taigi tik susiformavę kristalai turėjo tik urano-238, o visas švinas-206 juose atsirado radioaktyvių skilimų metu. Skilimo pusperiodis – laikas, per kurį pusė pradinio urano pavirsta švinu – yra 4,5 milijardo metų, taigi ši elementų pora puikiai tinka matuoti labai ilgiems laikotarpiams. Naujojo tyrimo autoriai išgarino keletą cirkonio granulių ir nustatė garų cheminę sudėtį – toks metodas patikimesnis ir jautresnis, nei kieto kristalo charakterizavimas. Nustatytas mineralo amžius – 4,46 milijardo metų, su 31 milijono metų paklaida. Tai bent 40 milijonų metų didesnis amžius, nei ankstesni vertinimai. Cirkonio kristalai labai atsparūs smūgiams ir aukštai temperatūrai, bet net ir jie nebūtų išgyvenę Tėjos smūgio į Žemę. Taigi šie kristalai galėjo susiformuoti tik po to, kai Mėnulio pluta sustingo. Vadinasi, pats palydovas turėjo susiformuoti dar šiek tiek anksčiau. Toks amžiaus patikslinimas svarbus, nes leidžia geriau sudėlioti Saulės sistemos jaunystės įvykių chronologiją. Pati Saulė įsižiebė prieš 4,571 milijardo metų, taigi Mėnulis susiformavo per 110 milijonų metų po to. Skaitmeniniai modeliai jau seniau rodė, kad Tėjos smūgis turėjo įvykti 50-100 milijonų metų po Saulės sistemos susiformavimo, nes vėliau tiesiog nebuvo likę pakankamai didelių migruojančių kūnų. Ankstesni Mėnulio amžiaus vertinimai nederėjo su šiais rezultatais, o naujieji – dera. Tyrimo rezultatai publikuojami Geochemical Perspectives Letters.
***
Žemės kvazipalydovas iš Mėnulio. 2016 metais aptiktas artimas Žemei asteroidas 469219 Kamoʻoalewa – ypatingas. Jis skrieja kvazipalydovinėje orbitoje – nors sukasi aplink Saulę, niekad nenutolsta labai toli nuo Žemės, o stebint iš mūsų požiūrio taško atrodo, kad sukasi aplink mus beveik elipse. Apskaičiuota jo orbita dar įdomesnė: kas keletą šimtų metų asteroidas turėtų pereiti iš kvazipalydovinės į pasagos orbitą, kai ima judėti panašia į Žemės orbita, tačiau niekada nepriartėja prie mūsų planetos, o žiūrint iš Žemės brėžia pasagos formą aplink Saulę. Tokia konfigūracija turėtų būti stabili milijonus metų, kas visai nebūdinga kitiems Žemės kvazipalydovams – jų orbitos daug mažiau stabilios. Asteroido spalva ir atspindžio spektras labai primena Mėnulio paviršiaus silikatines uolienas, taigi netrukus po atradimo iškelta hipotezė, jog tai gali būti Mėnulio gabaliukas, išmuštas didesnio asteroido smūgio. Bet smūgių nuolaužos, kurioms pakanka energijos pabėgti iš Žemės-Mėnulio sistemos, turėtų būti pakankamai energingos, kad nepatektų ir į kvazipalydovines ar pasagos orbitas. Taigi asteroido kilmė iki šiol buvo neaiški. Dabar mokslininkai apskaičiavo, jog būna trajektorijų, kuriomis judančios Mėnulio nuolaužos gali tapti kvazipalydovais. Išmestų nuolaužų trajektorijos labai priklauso nuo to, iš kurios Mėnulio vietos ir kuria kryptimi jos paleistos. Kai kurios, pavyzdžiui, gali pataikyti tiesiai į Žemę, o kitos – nulėkti visiškai tolyn, Asteroidų žiedo link. Ilgalaikei jų trajektorijų raidai įtakos turi ne tik Žemės, Mėnulio bei Saulės, bet ir kitų planetų gravitacija. Taigi tyrimo autoriai suskaičiavo beveik 15 tūkstančių nuolaužų, išmestų įvairiose Mėnulio vietose įvairiu greičiu, tolesnes trajektorijas per penkis tūkstančius metų; vėliau, atrinkę nuolaužas, kurių trajektorijos panašios į Kamoʻoalewos, jie pratęsė skaičiavimus iki 100 tūkstančių metų. Gauti rezultatai – maždaug 6,6% visų nuolaužų patenka į kvazipalydovines arba pasagų orbitas, o 0,8% ima kaitaliotis tarp šių dviejų konfigūracijų, kaip ir Kamoʻoalewa. Labiausiai tikėtina, kad asteroidas atsirado, kai Mėnulis patyrė smūgį į „atsiliekančiąją“ pusę, t.y. priešingą negu judėjimo orbita kryptis, o nuolauža buvo išmesta vos vos greičiau, nei pabėgimo greitis iš Mėnulio gravitacinio lauko. Tiesa, vien remdamiesi šiais skaičiavimais negalime tvirtai teigti, kad Kamoʻoalewa apskritai buvo Mėnulio dalis. Po poros metų Kinijos kosmoso agentūra ketina paleisti zondą, kuris pargabentų grunto mėginių iš asteroido; juos ištyrę, galėsime į šį klausimą atsakyti užtikrintai. Tyrimo rezultatai publikuojami Communications Earth & Environment.
***
Senovinė tektonika Veneroje? Nors Venera dydžiu ir mase panaši į Žemę, jos paviršius skiriasi kaip diena ir naktis. Atmosferos slėgis ten 90 kartų didesnis, nei pas mus, temperatūra keliais šimtais laipsnių aukštesnė, o atmosferą sudaro daugiausiai anglies dvideginis, gausu sieros junginių. Veneros paviršius – vientisas, ten nėra tektoninių plokščių, kaip Žemėje. Ne vieną dešimtmetį bandoma suprasti, kaip ši planeta vystėsi ir kodėl ji taip skiriasi nuo kaimynės. Dažnai šie tyrimai apsiriboja arba atmosferos, arba paviršiaus evoliucija, tuo tarpu abu domenus apjungiančių modelių pasitaiko retai. Dabar mokslininkai ištyrė, kaip skirtųsi Veneros atmosfera priklausomai nuo ilgalaikės planetos evoliucijos. Modeliuose, kur visą planetos gyvenimą pluta buvo tokia kaip dabar – vientisa – atmosfera niekada netapdavo panaši į šiandieninę: jos slėgis buvo daug žemesnis, trūko azoto ir anglies dvideginio. Tam, kad šiandieninė atmosfera būtų panaši į realią, modeliuose buvo būtina įtraukti bent milijardą metų trunkančią plokščių tektonikos stadiją. Jos metu ir, ypač, pabaigoje plutai keičiantis į vientisą, ugnikalnių išsiveržimai į atmosferą išmetė tiek daug įvairių dujų, kad jos sukūrė storą atmosferą. Ši išsilaikė iki mūsų dienų. Šis rezultatas nėra galutinis atsakymas, kaip Venera tapo tokia skirtinga nuo Žemės, bet veda mus jo link. Tiesa, yra ir alternatyvų – kai kurie modeliai teigia, kad Venera nesvetinga tapo mažiau nei prieš milijardą metų, kiti – kad tokia buvo visada, o Žemė yra anomalija. Šiuo metu planuojamos net trys misijos į Venerą padės išsiaiškinti, kuris scenarijus teisingiausias, kai pasieks kaimyninę planetą šio dešimtmečio pabaigoje. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Astronomy.
***
Minkšta Marso mantijos apačia. NASA zondas InSight, veikęs iki praeitų metų pabaigos, suteikė gausybę informacijos apie Raudonosios planetos gelmes. Jis matavo seismines bangas, kurios sklinda planetos pluta, mantija ir branduoliu. Skirtingos bangos nevienodai elgiasi ties struktūros pokyčių vietomis – pavyzdžiui ten, kur kieta uoliena pereina į skystą. Analizuodami įvairaus tipo bangų atėjimo laikus, mokslininkai gali nustatyti, kur tokie pokyčiai egzistuoja ir taip išsiaiškinti Marso struktūrą. Bet analizė dažnai būna nevienareikšmė, o padarytos prielaidos gali pakišti koją. Taip nutiko nagrinėjant Marso branduolį: mokslininkai laikėsi požiūrio, kad visa planetos mantija yra kieta, o skystas gali būti nebent branduolys. Taip apskaičiuotas branduolio spindulys buvo per didelis, o tankis – per mažas, sprendžiant pagal kitų tyrimų parodymus, pavyzdžiui, mineralų formavimosi eksperimentus. Dabar pateiktas kitoks Marso struktūros modelis, gerai derantis ir su eksperimentais, ir su seisminiais duomenimis, ir su palydovo Fobo traukos poveikiu. Pagal šį modelį, Marso mantijos apačia yra skysta, o kiek aukščiau yra minkštas sluoksnis. Tokia struktūra gerai dera su Marso evoliucijos modeliais, pagal kuriuos planeta pradžioje buvo padengta vientisu magmos okeanu, o šiam stingstant, mantijos apačioje susikaupė santykinai daug geležies ir radioaktyviųjų elementų. Būtent pastarųjų skleidžiama šiluma gali palaikyti mantijos dalį skystą iki šių dienų. Ši šiluma taip pat šildo išorinę branduolio dalį ir neleidžia jam atvėsti. Nevėstančiame branduolyje nesusidaro konvekcinės srovės iš gilesnių karštesnių sluoksnių išorės link, o jos būtinos globaliam magnetiniam laukui egzistuoti. Šiuo metu Marsas tokio lauko neturi, bet turėjo jį pirmus 500-700 milijonų metų. Tyrėjų teigimu, tuo metu magnetinį lauką galėjo sukurti kitokie procesai, pavyzdžiui pakankamai dažni asteroidų smūgiai arba sąveika su dideliais palydovais, kurių vėliau nebeliko. Pagal naująjį modelį, Marso branduolys yra mažesnis ir tankesnis, nei manyta anksčiau – tai gerai dera su eksperimentų rezultatais. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature.
***
Ijo magmos okeanas – vientisas. Jupiterio palydovas Ijo yra vulkaniškiausia vieta Saulės sistemoje. Pirmieji ugnikalniai ten aptikti 1979 metais, kai pro šalį praskrido zondas Voyager, o šiandieninė Juno misija identifikavo net 266 aktyvius (Žemėje tokių yra apie 1500, bet Žemės paviršiaus plotas apie 12 kartų didesnis). Ijo ugnikalniams energijos suteikia Jupiterio gravitacija – ji nuolat gniuždo ir tampo palydovą ir jį įkaitina bei išlydo dalį uolienų po paviršiumi. Bet ar tie išlydytų uolienų – magmos – telkiniai yra atskiri kiekvienam ugnikalniui, ar egzistuoja vientisas magmos okeanas? Naujame tyrime pateikiami įrodymai, kad tokio okeano esama. Išvada paremta to paties Juno zondo duomenimis: pastaruoju metu jis tyrinėja būtent Ijo ir skrieja vis artėjančia orbita aplink jį. Daugkartiniai stebėjimai leidžia nustatyti, kaip kinta ugnikalnių išsiveržimų energija. Be to, orbita yra polinė, taigi Juno nuolat dar ir palydovo ašigalių nuotraukas – tai parodo, kaip skiriasi ugnikalnių energija tarp ašigalių ir pusiaujo bei tarp šiaurės ir pietų ašigalių. Būtent tokie stebėjimai labai svarbūs, norint nustatyti Ijo giluminę struktūrą. Jei Ijo turi magmos okeaną, jis turi plytėti palyginus negiliai po paviršiumi, ir didžioji dalis energijos turėtų išsiskirti arti pusiaujo, kur Jupiterio gravitacijos kaitinimas stipriausias. Tuo tarpu jei palydovas kaitinamas visas ir okeano neturi, kiekvienas ugnikalnis turėtų išskirti panašiai energijos, tačiau ties ašigaliais jų tankis būtų mažesnis. Stebėjimai parodė, jog Ijo ugnikalnių koncentracija ties ašigaliais tokia pati, kaip ties pusiauju, tačiau ašigaliniai mažiau energingi – būtent taip, kaip prognozuoja magmos okeano scenarijus. Taip pat nustatyta, kad šiaurės ašigalio ugnikalnių energija didesnė, nei pietų. Įdomu, kad vidutinė Ijo paviršiaus temperatūra ašigaliuose ir pusiaujuje skiriasi mažiau, nei ugnikalnių išskiriama energija. Tai gali reikšti, kad Ijo pluta laidesnė šilumai, nei giliau esantis magmos vandenynas. Kol kas klausimų apie palydovo struktūrą lieka dar daug, bet tolesni Juno stebėjimai turėtų duoti atsakymų į bent kai kuriuos iš jų. Tyrimo rezultatai arXiv.
***
Infraraudonoji pašvaistė Urane. Kiekvienoje planetoje, kuri turi atmosferą ir magnetinį lauką, gali formuotis ir pašvaistės, kai Saulės vėjas nukreipiamas į viršutinius atmosferos sluoksnius. Dar 1986 metais Voyager 2 zondas aptiko Urano pašvaistę ultravioletinių spindulių ruože. Jupiteryje ir Saturne be ultravioletinės pašvaistės stebimos ir infraraudonosios. Taip prognozuoja ir teoriniai modeliai: šių planetų atmosferos sudarytos daugiausiai iš vandenilio ir helio, kurie, jonizuoti energingų Saulės vėjo dalelių, švyti ne regimųjų spindulių ruože, kaip Žemės atmosferos deguonis ir azotas, o UV ir IR. Dabar pirmą kartą, po trijų dešimtmečių bandymų, infraraudonoji pašvaistė aptikta ir Urane. Stebėdami planetą Keck teleskopu Havajuose, astronomai aptiko trivandenilio jono spinduliuotę. Ši molekulė susideda iš trijų vandenilio atomų, tačiau turi tik du elektronus. Skirtingų linijų spinduliuotės intensyvumas labai priklauso nuo temperatūros ir tankio, taigi spektras duoda daug informacijos apie sąlygas, kuriomis egzistuoja molekulės. Urane trivandenilio spinduliuotė pasirodė netikėtai stipri, tačiau pačios molekulės labai šaltos. Taigi spinduliuotės negalima paaiškinti lokaliu atmosferos temperatūros padidėjimu. Vienintelis liekantis paaiškinimas – jonizacija dėl Saulės vėjo poveikio, kitaip tariant, pašvaistė. Nors erdviškai išskirti Urano Keck teleskopu nelabai įmanoma, tyrimo autoriai teigia, kad greičiausiai pašvaistė yra šiauriniame Urano pusrutulyje. Urano pašvaistės tyrimai svarbūs dėl poros priežasčių. Pirmoji – jie padės suprasti, kaip kaitinamos didžiųjų planetų atmosferos, mat jos visos yra gerokai šiltesnės, nei galima paaiškinti vien Saulės spinduliuote. Tai svarbu ne tik Saulės sistemos, bet ir egzoplanetų tyrimams. Antroji priežastis – Urano magnetiniai poliai kasdien keičiasi pusėmis. Toks polių apsiverstimas kartais nutinka ir Žemėje, tad reikėtų žinoti, kaip jam pasiruošti. Kuo geriau suprasime Urano magnetosferoje vykstančius procesus, tuo geriau galėsime prognozuoti ir kas nutiks Žemei. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Astronomy.
***
Egzoneptūnas netikėtai arti žvaigždės. Neptūno dydžio planetos – keletą kartų didesnio spindulio už Žemę – yra vienos dažniausių Galaktikoje. Bet tarp planetų su trumpais orbitiniais periodais – keleto dienų ir trumpesniais – neptūnų beveik nerandama. Ši „karštų neptūnų dykuma“ greičiausiai susidaro todėl, kad panašaus dydžio planetos, priartėjusios prie žvaigždės, palyginus greitai netenka atmosferos ir jų spindulys sumažėja iki tipinių uolinėms. Pasitaiko ir išimčių – štai žvaigždė LTT 9779 turi neptūno dydžio planetą su trumpesniu nei paros periodu. Ši planeta – LTT 9779b – yra vienintelė tokia, išlaikiusi pirmykštę vandenilio/helio atmosferą. Naujame tyrime nagrinėjama, kaip ji galėjo tokia išlikti. Detaliai išmatavę žvaigždės spektrą ir energingą spinduliuotę, tyrėjai nustatė, jog ji sukasi labai lėtai, o rentgeno spinduliuotė net 15 kartų silpnesnė, nei kitų panašaus amžiaus žvaigždžių. Abi savybės susijusios – kuo lėčiau sukasi žvaigždė, tuo silpnesni magnetiniai procesai joje, o būtent jie ir generuoja energingą spinduliuotę. Sumodeliavę planetos atmosferos raidą, veikiant 15 kartų silpnesnei nei įprasta žvaigždės rentgeno ir UV spinduliuotei, tyrėjai gavo rezultatus, puikiai derančius su šiandieninėmis planetos savybėmis. Tai įrodo, kad karštųjų neptūnų dykumą tikrai sukuria žvaigždės spinduliuotė, garinanti planetų atmosferas – jei priežastis būtų kitokia, žemas rentgeno ir UV aktyvumas nelemtų storos atmosferos išlikimo. Tyrimo rezultatai arXiv.
***
Jaunos žvaigždės skleidžia energingus spindulius, kurie suardo gimtuosius dujų debesis. Tokio proceso pavyzdys – Kasiopėjos Gama, matoma viršutiniame dešiniame nuotraukos kampe. Jos šviesa jonizuoja ir garina dujų telkinius IC 63 (žemiau, raudonesnis) ir IC 59 (kairiau, mėlynesnis). Raudoną spalvą kuria garuojantis vandenilis, mėlyną – nuo dulkių atsispindėjusi žvaigždės šviesa. Nuotrauka apima apie tris parsekus, atstumas iki žvaigždės ir debesų – mažiau nei 200 parsekų.
***
Dirbtinis intelektas supernovų modeliavimui. Supernovos – masyvių žvaigždžių sprogimai – yra vienas iš svarbių procesų, lemiančių visos galaktikos evoliuciją. Jų išskiriama energija ir išmetama medžiaga suformuoja burbulus, kurie gali išmesti dalį dujų iš galaktikos ar bent nustumti jas į halą, pakeičia dujų cheminę sudėtį, paskatina arba susilpnina žvaigždėdarą ir taip toliau. Taigi galaktikų evoliucijos ir didesniuose modeliuose būtina atsižvelgti į supernovų įtaką. Čia kyla problema: supernovos, palyginus su galaktikomis, yra labai mažos ir vystosi labai greitai. Tad jei modelyje norėtume sekti kiekvienos supernovos raidą ir įtaką detaliai, reikėtų žvaigždėdaros regionus išskirti tokia aukšta erdvine ir laiko skyra, kokia šiandieniniams superkompiuteriams praktiškai neįkandama. Dažniausiai problema sprendžiama padarant įvairių prielaidų apie ankstyvąją supernovų raidą. Pavyzdžiui, laikoma, kad supernova plečiasi sferiškai simetriškai irba kad kurį laiką liekanos temperatūra visiškai nekinta. Geresnis būdas įvertinti supernovų įtaką būtų atrinkti regioną aplink sprogstančią žvaigždę ir aukštesne laiko bei erdvės skyra modeliuoti tik jį. Bet tam reikia iš anksto žinoti, kurios modelį sudarančios dalelės pateks į supernovos įtakos zoną per numatomą viso modelio laiko žingsnį. Tą padaryti neretai būna labai sudėtinga, nes dujos juda turbulentiškai, o supernovos realybėje plečiasi nesimetriškai. Dabar mokslininkai sukūrė giliojo mokymo metodą, skirtą supernovų įtakos regionų paieškai ir modelių pagreitinimui. Metodas paremtas panašiu giliojo mokymo algoritmu, kuris neseniai pasiūlytas orų prognozių gerinimui. Metodas apmokytas pasitelkus daugybę turbulentiškų debesų modelių, kuriuose sprogsta supernovos. Apmokytas algoritmas gerai atkuria nesimetrišką supernovos burbulo formą ir taip leidžia parinkti didelio modelio daleles, kurios artimiausiu metu priartės prie jo. Svarbiausia, metodui reikia apie šimtą kartų mažiau laiko, nei analogišką rezultatą duodančiam detalesniam hidrodinaminiam modeliui. Taigi šitaip eliminuojamas galaktikų evoliucijos modelius stipriai stabdantis veiksnys ir atsiranda galimybė padaryti juos dar detalesnius, nei anksčiau. Tyrimo rezultatai publikuojami MNRAS.
***
Aktyvios galaktikos čiurkšlės gimimas. Aktyviomis vadinamos galaktikos, į kurių centrines supermasyvias juodąsias skyles sparčiai krenta dujos. Kartais iš pat juodosios skylės prieigų išlekia čiurkšlė – beveik šviesos greitį pasiekiantis plazmos srautas. Jei čiurkšlė nukreipta beveik tiksliai į mus, matome stiprią radijo bei gama spinduliuotę, o tokia galaktika vadinama blazaru. Naudojant grupę radijo teleskopų, sujungtų į vieną tinklą, vadinamą interferometru, galima išskirti čiurkšlių struktūras šimtų parsekų ir kiloparsekų masteliais; tada dažniausiai matoma atviro kūgio (piltuvo) forma. Dabar pirmą kartą gautas blazaro čiurkšlės vaizdas su geresne nei parseko erdvine skyra; jis atskleidė netikėtus netolygumus visai šalia juodosios skylės. Naujieji vaizdai gauti prie antžeminių teleskopų tinklo prijungus kosminį radijo teleskopą RadioAstron, kurio orbita nutolo net iki Mėnulio. Kuo didesni atstumai tarp interferometro komponentų, tuo geresnės skyros vaizdą galima gauti; su kosminiu teleskopu pavyko pasiekti lanko mikrosekundžių eilės vaizdus. Blazaras 3C 279, pasirinktas šiam tyrimui, žinomas jau seniai. Jis nuo mūsų nutolęs apie pusantro gigaparseko, o viena lanko mikrosekundė atitinka apie 0,01 parseko. Taigi šiose nuotraukose pavyko išskirti čiurkšlės skerspjūvio sandarą. Joje aptiktos kelios spiralinės vijos, besitęsiančios daugiau nei pusantro šimto parsekų; jų savybės rodo, kad čiurkšlės formą palaiko magnetinis laukas, irgi susisukęs į spiralines vijas aplink čiurkšlę. Vijos greičiausiai susidaro dėl nestabilumų plazmoje – tai pirmas kartas, kai tokie nestabilumai aptinkami taip arti juodosios skylės. Medžiagos judėjimas į vijas ir iš jų gali paaiškinti ir blazaro spinduliuotės kintamumą: skirtingose vijos vietose medžiaga įgreitinama skirtingai, o nuo greičio priklauso, kiek jos spinduliuotė, sklindanti mūsų link, sustiprėja dėl reliatyvistinių efektų. Toks kintamumo modelis gerokai skiriasi nuo įprastinio, pagal kurį spinduliuotė kinta, nes čiurkšle judanti medžiaga trankosi ir sukuria smūgines bangas, kuriose išskiriama daug energijos. Taigi ankstesni aktyvių galaktikų čiurkšlių modeliai reikalauja patobulinimo arba išvis pakeitimo. Tai svarbu ne tik pačių blazarų supratimui; čiurkšlėse generuojama daug kosminių spindulių – ypatingai aukštos energijos dalelių, – tad geriau suprasdami čiurkšles, galėsime geriau suprasti ir kosminių spindulių teikiamą informaciją apie Visatą. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Astronomy.
***
Pirmosios galaktikos visgi normalios. Kai pernai James Webb teleskopu buvo atlikti pirmieji tolimų galaktikų stebėjimai, jie pateikė netikėtumų. Atrodė, kad pirmosios galaktikos Visatoje, matomos iš laikų, kai Visatos amžius tesiekė apie 500 milijonų metų, yra pernelyg masyvios ir šviesios. Tokio greito jų augimo negalėjo paaiškinti standartinis kosminių struktūrų formavimosi modelis, vadinamas Lambda CDM. Iškelta nemažai hipotezių, kaip šį modelį reikėtų modifikuoti; netrūko ir bandymų paaiškinti, kaip visgi tokios galaktikos galėtų egzistuoti Lambda CDM rėmuose. O dabar mokslininkai pademonstravo, kad greičiausiai jokio neatitikimo nėra, tiesiog anksčiau stebėjimų duomenys buvo lyginami su tam netinkamų skaitmeninių modelių rezultatais. James Webb aptiktos galaktikos, praktiškai pagal apibrėžimą, yra ekstremalios – pačios didžiausios ir ryškiausios iš tų laikų; mažesnių tiesiog neįmanoma pamatyti net ir su tokiu jautriu teleskopu. Taigi šios galaktikos turėtų būti ir gana retos. Skaitmeniniai modeliai ne visada pajėgia atkurti populiacijų ekstremumus, net jei tipines tų pačių populiacijų narių savybes atkuria patikimai. Naujojo tyrimo autorių teigimu, būtent tokia problema galėjo pakišti koją ankstesnėms analizėms: skaitmeniniai modeliai, kurias remiamasi ieškant galaktikų, analogiškų stebimoms, neturi pakankamos raiškos, kad atkurtų ekstremalias formavimosi sąlygas. Naujajame darbe pasitelkiamas skaitmeninių modelių rinkinys Renaissance, specialiai pritaikytas būtent jaunos Visatos struktūrų formavimuisi tirti. Jame pasiekiama masės raiška pakankama, kad būtų galima sekti vos keliasdešimties tūkstančių Saulės masių tamsiosios materijos telkinių formavimąsi ir jungimąsi. Šiame modelyje, Visatai pasiekus maždaug 500 milijonų metų amžių, aptinkama galaktikų, kurios puikiai atitinka James Webb stebėjimus. Tai yra masyviausios galaktikos tuometinėje (modelinėje) Visatoje, kaip ir galima tikėtis. Stebėjimus atitinka tiek galaktikų masė, tiek jų žvaigždėdaros sparta, kuri anksčiau irgi atrodė anomali. Tokie dedikuoti modeliai, kaip Renaissance, ateityje bus labai naudingi analizuojant tolesnius James Webb stebėjimus. Dabar tyrėjai ketina panaudoti tuos pačius modelius, kad nustatytų pirmųjų supermasyvių juodųjų skylių atsiradimo ir augimo detales. Tyrimo rezultatai arXiv.
***
Štai tokios naujienos iš praėjusios savaitės. Kaip įprastai, laukiu jūsų klausimų ir komentarų.
Laiqualasse