Vėjai pučia visur, kur tik yra atmosferos. Ir kokie jie būna įvairūs! Štai Veneroje, priklausomai nuo aukščio virš planetos paviršiaus, dominuojančios vėjo kryptys labai skiriasi. Dabar, atradę laisvų deguonies atomų maždaug 100 kilometrų aukštyje, mokslininkai galės geriau suprasti atmosferos judėjimą tarp dviejų pagrindinių sluoksnių. Jupiterio vėjai pasiskirstę juostomis – sukasi tai į vieną pusę, tai į kitą. Bet einant gilyn, pasirodo, juostos tęsiasi ne link planetos centro ar sukimosi ašies, o lygiagrečiai jai, kaip cilindrai. Gerokai didesniais masteliais vėjai pučia ir galaktikų spiečiuose, ar bent jau tokius jaučia galaktikos, krentančios į spiečių. Tas vėjas gali nupūsti išorines galaktikos dalis ir palikti tik centrinį žvaigždžių spiečių bei juodąją skylę – taip galaktika tampa ultra-kompaktiška. Kitose naujienose – ledo migracija protoplanetiniuose diskuose, polinė planeta dvinarėje žvaigždėje ir ekstremali ankstyva juodoji skylė. Gero skaitymo!
***
Deguonis Veneroje. Tankią Veneros atmosferą sudaro daugiausiai anglies dvideginis, taip pat šiek tiek azoto ir sieros dvideginio. Dabar pirmą kartą ten tiesiogiai aptiktos laisvos deguonies molekulės. Naudodami specialiame lėktuve įtaisytą infraraudonųjų spindulių teleskopą SOFIA, mokslininkai atliko Veneros stebėjimus ir užfiksavo 63,2 mikrometrų ilgio spinduliuotę, kurią skleidžia šalti deguonies atomai. Jų aptikta ir dieninėje, ir naktinėje Veneros pusėje; kaip ir galima tikėtis, dieninėje pusėje jų temperatūra keliasdešimčia laipsnių aukštesnė. Didžiausia atomų koncentracija pasiekiama maždaug 100 kilometrų aukštyje virš planetos paviršiaus, taigi ir virš pagrindinio debesų sluoksnio. Jie greičiausiai atsiranda, kai Saulės ultravioletiniai spinduliai suardo anglies dvideginio ir smalkių molekules. Stiprūs vėjai, pučiantys iš dieninės pusės, perneša atomus į naktinę planetos pusę. Visoje planetoje jie atlieka svarbią funkciją – vėsina viršutinę atmosferos dalį: susidūrę su kitomis molekulėmis jie sužadina jas ir priverčia spinduliuoti, o išspinduliuoti fotonai pabėga iš planetos, išsinešdami energiją. Be to, atomų judėjimo analizė padės suprasti, kaip atmosfera juda tarp dviejų pagrindinių cirkuliacijos sluoksnių. Žemiau nei 70 km virš paviršiaus Veneros atmosfera juda priešinga sukimuisi kryptimi, o 120 km ir aukščiau srautas juda iš vidurdienio zonos link vidurnakčio. Geresnis supratimas apie visos Veneros atmosferos judėjimą padės pasiruošti ateities misijoms, kurių metu zondai turėtų nusileisti bent jau į Veneros debesų sluoksnį 45-70 kilometrų aukštyje. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Communications.
***
Cilindriniai Jupiterio vėjai. Pagalvoję apie Jupiterį, turbūt iškart įsivaizduojame Didžiąją raudonąją dėmę, o antras į galvą atėjęs planetos bruožas greičiausiai bus šviesios ir tamsios debesų juostos, pakaitomis nusidriekusios aplink planetą. Jau kurį laiką žinome, kad šios juostos gilios – tęsiasi bent kelis tūkstančius kilometrų po debesų paviršiumi. Dabar nauja Juno zondo duomenų analizė atskleidė, kad juostos gilyn eina ne link planetos centro, o tarsi koncentriniai cilindrai. Juno Jupiterį tyrinėja nuo 2016 metų, skriedamas elipsine orbita. Vienas iš tyrimo būdų yra radijo bangos – bet jomis stebimas ne Jupiteris, o pats zondas. Radijo imtuvai iš Žemės labai tiksliai matuoja zondo padėties pokyčius ir gali išmatuoti greičio variacijas, siekiančias vos 0,01 milimetro per sekundę. Šie pokyčiai vyksta daugiausiai dėl Jupiterio gravitacinio lauko netolygumų, kuriuos, tarp kitų reiškinių, sukelia ir atmosferos judėjimas. Ankstesnė gravitacinio lauko analizė parodė atmosferos srautų gylį, tačiau nebuvo pakankamai detali, kad atskleistų jų kryptį. Naujojo tyrimo autoriai tą padarė, pasitelkę harmoninę analizę. Nagrinėjant, pavyzdžiui, Žemės gravitacinį lauką, aukštos eilės harmonikos atskleidžia vis smulkesnių paviršiaus ir popaviršinių struktūrų įtaką. Stabilių struktūrų Jupiteryje nėra, bet ilgalaikiai atmosferos srautai irgi pasimato vis ryškiau. Naujoje analizėje pasiekta keturis kartus geresnė erdvinė skyra, nei ankstesnėje. Taip ir paaiškėjo, kad vėjo juostos gilyn eina ne link planeto centro ar link sukimosi ašies, o lygiagrečiai jai. Šis atradimas išsprendžia apie pusšimtį metų besitęsiantį ginčą dėl Jupiterio ir panašių planetų atmosferos struktūros. Kitų dujinių milžinių duomenys toli gražu nėra tokie detalūs, kaip Juno atlikti matavimai, taigi Jupiterio analizė galės pasitarnauti geriau suprantant ir Saturno, Urano bei Neptūno, o gal ir egzoplanetų, atmosferų judėjimą. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Astronomy.
***
Encelado tinkamumas gyvybei. Saturno palydovas Enceladas turi popaviršinį vandenyną, o jame vyksta įvairios sudėtingos cheminės reakcijos. Tą žinome, nes Cassini zondas praskrido pro geizerius, kurie veržiasi iš pietinio Encelado ašigalio, ir nustatė, jog tame vandenyje esama įvairiausių molekulių, nuo anglies dvideginio ir metano iki angliavandenilių ir kitų sudėtingų organinių junginių. Ar vandenyne gali būti gyvybės? Atsakymo neturime, bet įvairūs netiesioginiai požymiai rodo, kad aplinka bent jau tinkama jai susiformuoti ir egzistuoti. Dabar prie jų pridedamas dar vienas – teorinė metabolinių reakcijų balanso analizė. Tyrime daugiausiai nagrinėjamas azoto ir fosforo santykis Encelado geizeriuose. Praktiškai visuose Žemės organizmuose šis santykis yra apie 16:1 ar šiek tiek didesnis. Vandenyne gyvenantys organizmai tokį santykį palaiko ir aplinkiniame vandenyje. Encelade santykis daug didesnis – siekia bent kelis šimtus. Taigi žemiškai biochemijai Encelado vandenyne greičiausiai trūktų fosforo. Visgi įvertinę įvairesnius teoriškai įmanomus metabolinių reakcijų tinklus mokslininkai priėjo išvadą, kad ir Encelado sąlygos iš principo tinkamos gyvybei egzistuoti. Šis tyrimas yra vienas pirmųjų bandymų analizuoti terpės tinkamumą gyvybei, remiantis metabolinių reakcijų teoriniais modeliais. Ateityje panašią metodiką būtų galima pritaikyti ir įvairių Saulės sistemos vietų – pavyzdžiui, Veneros atmosferos, Jupiterio palydovo Europos ar poledinių Marso ežerų – bei egzoplanetų atmosferų analizei. Tyrimo rezultatai bioRxiv.
***
Ledo migracija protoplanetiniuose diskuose. Planetos formuojasi dujų ir dulkių diskuose aplink jaunas žvaigždes. Diską sudaranti medžiaga gali migruoti artyn prie žvaigždės arba tolti nuo jos; įvairūs grumsteliai linkę artėti. Teoriniai modeliai rodo, kad būtent šis procesas yra pagrindinis būdas, kaip vanduo patenka į dar besiformuojančias planetas ar netgi tampa pagrindine jų sudedamąja dalimi. Ledo turintys grumsteliai formuojasi disko pakraščiuose, o tada artėja prie žvaigždės. Priartėję tam tikru atstumu, vadinamu sniego linija, jie ima garuoti. Taigi protoplanetiniame diske, ties sniego linija, turėtų būti matomos šaltų vandens garų sankaupos. Apskritai vandens garų diskuose aptikta jau senokai, tačiau ankstesni teleskopai neturėjo pakankamos erdvinės skyros, kad galėtų nustatyti, kur tiksliai jie yra ir išmatuoti jų temperatūrą. James Webb teleskopas, kaip ir tikėtasi, šią problemą išsprendžia. Išnagrinėję keturis protoplanetinius diskus, tyrėjai rado aiškių įrodymų, jog ledo grumsteliai tikrai migruoja ir garuoja. Visi diskai supa panašaus amžiaus – 2-3 milijonų metų – ir temperatūros žvaigždes. Du iš jų yra kompaktiški ir neturi matomų tarpų, o du – platūs ir turi po keletą tarpų. Tarpus diskuose atveria besiformuojančių didelių planetų gravitacija. Ties jų išoriniais kraštais staigus dujų slėgio pokytis sulėtina grumstelių migraciją, taigi tarpus turinčiuose diskuose ledo migracija į centrinę dalį turėtų būti mažiau efektyvi. Būtent tą ir rodo James Webb surinkti duomenys. Kompaktiškuose diskuose matoma daug stipresnė šaltų vandens garų spinduliuotė, nei dideliuose. Seno modelio patvirtinimas padės suprasti ne tik dabar besiformuojančių egzoplanetų sistemas, bet ir Saulės sistemos istoriją. Jupiteris greičiausiai buvo atvėręs tarpą Saulės protoplanetiniame diske ir sulėtino ledo migraciją į centrinę dalį. Tai paaiškina, kodėl visos keturios uolinės planetos turi palyginus nedaug vandens. Egzoplanetų sistemose, kurių diskai neturi tarpų, net ir arti žvaigždės esančios planetos gali būti vandeningesnės, nei Žemė. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal Letters.
***
Polinė planeta dvinarėje sistemoje. Egzoplanetos dvinarėse žvaigždžių sistemose – jokia naujovė. Iš viso tokių žinome kone du šimtus. Apie dvi dešimtys sukasi aplink abi žvaigždes. Bet visos jos skrieja daugmaž toje pačioje plokštumoje, kaip ir žvaigždės sukasi viena aplink kitą. Iki šiol: dabar pirmą kartą aptika egzoplaneta, aplink dvinarę žvaigždę skriejanti beveik ašigaline orbita. Na, galbūt. Heraklio AC yra dvinarė žvaigždė su disku, beveik statmenu žvaigždės orbitai. Tokia konfigūracija – netikėta, tačiau ne unikali. Ją gali paaiškinti ir tas faktas, kad sistema, priešingai nei dauguma diskais apsuptų žvaigždžių, yra gana sena. Viena Heraklio AC narė yra arti gyvenimo pabaigos, jau praėjo asimptotinės milžinės stadiją. Diską greičiausiai sudaro jos ankstesnių planetų, suardytų milžinės stadijos metu, nuolaužos. Naujojo tyrimo autoriai, remdamiesi ankstesniais stebėjimais, apskaičiavo disko plokštumos orientaciją dvinarės atžvilgiu ir nustatė, kad ji yra beveik statmena. Taip pat jie pastebėjo, kad matomas dulkių disko vidinis pakraštys nuo dvinarės nutolęs apie keturis kartus daugiau, nei maksimalus atstumas tarp žvaigždžių. Teoriniai modeliai rodo, kad statmenas diskas gali tęstis netgi arčiau centro, nei atstumas tarp žvaigždžių, taigi kažkas dulkes sulaiko dideliu atstumu. Labiausiai tikėtinas paaiškinimas yra planeta, kurios gravitacija atveria tarpą diske ir sulaiko dulkes nuo migracijos artyn prie dvinarės. Gali būti, kad arčiau žvaigždžių yra dujų diskas, tačiau jo ligšiolinėse nuotraukose nematyti. Tyrėjai tikisi, kad ateityje detalesni stebėjimai atskleis daugiau detalių apie sistemą ir parodys, ar ten tikrai yra planeta ašigalinėje orbitoje. Tyrimo rezultatai arXiv.
***
Azoto izotopai rudojoje nykštukėje. Azotas yra vienas dažniausiai Visatoje pasitaikančių cheminių elementų. Žvaigždės bei planetos – ne išimtis. Štai Saulės sistemoje maždaug vienas iš dešimties tūkstančių atomų yra azoto, o atmetus vandenilį ir helį šis santykis išauga iki vieno iš 30. Azotas turi du stabilius izotopus: pagrindinė yra azotas-14, su septyniais protonais ir septyniais neutronais. Vienu neutronu daugiau turintis azotas-15 Žemėje yra 272 kartus retesnis už azotą-14, bet kitur kosmose šis santykis skiriasi. Dabar pirmą kartą azoto – tiksliau, amoniako molekulių su skirtingais azoto izotopais – gausos santykis išmatuotas rudojoje nykštukėje. Nykštukė WISE J1828, nutolusi apie 10 parsekų nuo mūsų, matoma Lyros žvaigždyno kryptimi; aišku, tik per teleskopus. Atidžiai išnagrinėję jos atmosferos spektrą, mokslininkai išskyrė amoniako, turinčio azoto-15 atomą, linijas. Pasirodė, kad jo nykštukėje yra apie 670 kartų mažiau, nei amoniako su azotu-14. Tai vos antras elementas, kurio skirtingi izotopai išmatuoti atmosferose už Saulės sistemos ribų; pirmasis yra anglis. Didesnė santykinė azoto-15 gausa Žemėje ir kitose Saulės sistemos planetose paaiškinama kometų smūgiais. Kometos turi palyginus daug azoto-15, nes sunkesnį izotopą Saulės spinduliams sunkiau išgarinti. Taigi ten, kur krenta daug kometų, daugėja ir santykinė azoto-15 gausa. WISE J1828 aiškiai kometų smūgių nepatyrė, o tai reiškia, kad ji formavosi ne diske, kaip planeta, o iš atskiro dujų debesies fragmento, kaip žvaigždė. Ateityje mokslininkai tikisi azoto gausų santykius nustatyti ir įvairiems mažesniems objektams ir taip patikrinti, kurie iš jų formavosi pavieniai, o kurie – planetinėse sistemose. Tai ypač svarbu siekiant suprasti planetų-vienišių kilmę. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature.
***
Dešimtys naujų žvaigždžių-pabėgėlių. Dauguma žvaigždžių Paukščių Take palyginus ramiai skrieja diske, centriniame telkinyje arba hale. Jų greičiai Galaktikos centro atžvilgiu siekia nuo kelių iki maždaug 250 kilometrų per sekundę. Kai kurios žvaigždės juda daug greičiau, kartais viršija net 1000 km/s. Tokio greičio pakanka įveikti Galaktikos gravitacinį lauką, taigi laikui bėgant jos paliks Paukščių Taką. Apie tokių žvaigždžių egzistavimo galimybę teoriškai svarstoma bent pusšimtį metų, bet pirmosios tikros žvaigždės-pabėgėlės aptiktos tik šio amžiaus pradžioje. Naujame tyrime, remdamiesi Gaia teleskopo duomenimis, mokslininkai pateikia informaciją apie dar beveik šimtą naujų pabėgėlių; šie duomenys padeda atsakyti ir į klausimą apie jų prigimtį. Gaia teleskopas nuo 2013 metų matuoja daugybės žvaigždžių padėtis ir judėjimą trimatėje erdvėje. Išanalizavę masyvių žvaigždžių greičio duomenis, mokslininkai identifikavo 106 O ir 69 Be spektrinių klasių žvaigždes, kurių greitis daug didesnis už tipinį pagal jų buvimo vietą. Tarp jų atitinkamai 47 ir 42 anksčiau nebuvo aptiktos. O spektrinės klasės žvaigždės yra pačios masyviausios, bent 16 kartų masyvesnės už Saulę; Be tipo – 2,1-16 kartų masyvesnės. Tarp visų nagrinėtų O žvaigždžių pabėgėlės sudaro net ketvirtį, tarp Be tipo – apie 5%. Tokie skaičiai dera ir su keliomis ankstesnėmis analizėmis, kurios rodė, jog O tipo žvaigždžių-pabėgėlių yra daugiau, nei mažesnių; tiesa, ankstesni duomenys nebuvo tokie statistiškai reikšmingi ir patikimi, kaip dabartiniai. Toks santykis gerai dera su vienu iš dviejų pagrindinių modelių, aiškinančių žvaigždžių-pabėgėlių kilmę. Tas modelis, vadinamas dinaminio išmetimo scenarijumi, susijęs su dvinarėmis žvaigždėmis. Jei dvinarė praskrenda arti kito masyvaus kūno – tai gali būti supermasyvi juodoji skylė Galaktikos centre, žvaigždinė juodoji skylė ar tanki žvaigždžių sankaupa spiečiuje – pastarojo gravitacija gali suardyti poros ryšius. Tada viena narė lieka prikibusi orbitoje aplink masyvųjį kūną, o kita išmetama dideliu greičiu tolyn. Modelis prognozuoja, kad dažniau turėtų būti išmetama masyvesnė poros žvaigždė, o sąveikos dažnai vyksta vadinamose OB asociacijose, kur būtent O ir B žvaigždžių yra labai daug; tai paaiškina, kodėl O žvaigždžių tarp pabėgėlių yra daugiau, ir kodėl tarp O žvaigždžių yra daugiau pabėgėlių. Alternatyvus, dvinarių supernovų, modelis, teigia, kad žvaigždė-pabėgėlė atsiranda, kai supernovos sprogimas suardo dvinarę. Bet pagal šį modelį kaip tik daugiau pabėgėlių turėtų būti mažesnės masės, nes jos gyvuoja ilgiau ir gali „sulaukti“, kol kompanionė sprogs supernova. Tyrimo rezultatai arXiv.
***
Tamsiosios materijos vis dar nepavyko tiesiogiai aptikti, tad netrūksta bandymų galaktikų ir žvaigždžių judėjimą paaiškinti kitais būdais. Vienas iš bandymų vadinamas MOND, arba MOdifikuotaja Niutono Dinamika. Prieš keletą mėnesių paskelbtas straipsnis, kurio autoriai teigė radę aiškų MOND teisingumo įrodymą, tirdami didelio orbitos spindulio dvinares Paukščių Take (apie jį rašiau ir Kąsnelyje bei šnekėjau Visiškame kosmose). Dabar naujas straipsnis teigia priešingai. Apie šią diskusiją pasakoja Dr. Becky:
***
Vasarą į kosmosą pakilo ilgai planuota ir rengta Europos kosmoso agentūros misija Euclid. Vienas iš jos tikslų – daugybės galaktikų savybių matavimas, siekiant geriau suprasti Visatos plėtimosi istoriją. Praeitą savaitę paskelbtos pirmosios Euclid nuotraukos, tarp jų ir šis Persėjo galaktikų spiečiaus vaizdas. Spiečių sudaro daugiau nei tūkstantis galaktikų, bet nuotraukoje jų matyti daug daugiau – kitos galaktikos yra už spiečiaus, kai kurių šviesa mus pasiekia po dešimties milijardų metų kelionės.
***
Supernovų neutrinų fonas. Neutrinai – elementariosios dalelės, kurios beveik nesąveikauja su kita medžiaga. Jos susidaro kai kurių termobranduolinių reakcijų metu, pavyzdžiui žvaigždžių centruose arba supernovų sprogimuose. Dar prieš maždaug dešimtmetį praktiškai visi neutrinai, aptinkami Žemėje, buvo arba gaminami laboratorijose, arba sklido iš Saulės. Išimtis buvo 1987 metais sprogusi supernova Didžiajame Magelano debesyje. Pastaruoju metu, gerėjant detektoriams, vis aptinkama neutrinų, atlekiančių iš įvairių šaltinių už Saulės sistemos ribų. Apskritai tokių neutrinų apstu tiek Visatoje, tiek ir lekiančių pro šalį, tik užfiksuoti juos reikia milžiniškų ir labai jautrių prietaisų. Naujame tyrime nagrinėjama, koks neutrinų, atsiradusių supernovų sprogimuose, srautas turėtų kirsti Žemę ir kiek jų galėtų aptikti naujos kartos neutrinų detektoriai. Menkai sąveikaudami su likusia medžiaga, neutrinai gali skrieti kosmose milijardus metų. Taigi neutrinų srautui įtakos turi praktiškai visi kada nors nutikę juos kuriantys reiškiniai. Supernovos yra bene galingiausi iš tokių įvykių – kiekvienas sprogimas paskleidžia apie 10, pakelta 58 laipsniu, neutrinų. Tyrimo autoriai apskaičiavo, kiek supernovų turėtų būti sprogę Visatoje per visą jos gyvavimo laikotarpį, bei tikėtiną neutrinų skaičių iš skirtingo tipo supernovų, ir susumavo jų srautą šiandieninėje Visatoje. Gautas rezultatas – kiekvieną kvadratinį Žemės paviršiaus ploto centimetrą kas sekundę kerta maždaug penki supernovų fono neutrinai. Ar tai daug? Tikrai ne – per tą patį laiką neutrinų iš Saulės atlekia apie 100 milijardų. Bet naujausi neutrinų detektoriai turėtų pajėgti aptikti apie tris foninius neutrinus per metus. Kaupdami šiuos duomenis, mokslininkai galės geriau suprasti Visatos žvaigždėdaros istoriją, žvaigždžių evoliucijos ir supernovų sprogimų fiziką. Tyrimo rezultatai arXiv.
***
Nykštukinės galaktikos virsta spiečiais. Kuo skiriasi žvaigždžių spiečius nuo galaktikos? Nors skirtumų yra: spiečiaus žvaigždės paprastai susiformavo visos vienu metu, spiečius neturi reikšmingo tamsiosios materijos halo ir panašiai, riba tarp šių objektų tipų nėra labai aiški. Pavyzdžiui, pastaruoju metu aptinkama vis naujų ultra-kompaktiškų nykštukinių galaktikų (UCD). 10-100 parsekų dydis ir 1-100 milijonų Saulės masių žvaigždžių populiacija daro jas labai panašias į didžiausius kamuolinius žvaigždžių spiečius. Iš kitos pusės, UCD turi tamsiosios materijos halus, žvaigždės jose formavosi ne visos vienu metu, o kai kurių centruose aptiktos supermasyvios juodosios skylės – visa tai yra tipiški galaktikų požymiai. Vienas galimas UCD formavimosi scenarijus yra potvyninis suardymas. Pagal jį, galaktika pradžioje buvo didesnė ir masyvesnė, bet gravitacinė sąveika su dar didesnėmis galaktikomis nuplėšė išorinius jos sluoksnius ir paliko tik centrinį žvaigždžių telkinį. Dabar pirmą kartą aptikti įrodymai, jog toks procesas tikrai vyksta – atrasta daugiau nei šimtas galaktikų, besikeičiančių iš „normalių“ nykštukinių į ultra-kompaktiškas. Naudodami Havajuose įrengtą Gemini North teleskopą, mokslininkai atliko daugybės galaktikų Mergelės spiečiuje stebėjimus, ieškodami blausių pasklidusių struktūrų aplink šviesius centrus. 106 galaktikos atitiko paieškos kriterijus: tai nykštukinės galaktikos su ryškiais branduoliais, kurių pakraščius ardo aplinkinių galaktikų gravitacija. Galaktikos matomos įvairiose ardymo stadijose, nuo beveik neapveiktų iki praktiškai virtusių UCD. Taigi atrodo akivaizdu, kad šis procesas ir yra atsakingas už UCD atsiradimą. Galaktikų padėtis spiečiuje ir spalva atitinka tai, ko tikėtumėmės, jei galaktikos būtų palyginus neseniai – prieš vieną-tris orbitos periodus – įkritusios į spiečių. Taigi virsmas iš nykštukinių galaktikų į UCD yra palyginus greitas – aišku, šiame kontekste „greitas“ reiškia šimtus milijonų metų. Tikėtina, kad spiečiuose esama daug daugiau nykštukinių galaktikų liekanų, kurių kol kas neaptikome, o UCD atitinka tik ryškiausius branduolius turinčias apardytas galaktikas. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature.
***
Ekstremali ankstyva juodoji skylė. Supermasyvios juodosios skylės randamos daugumos galaktikų centruose. Jų masės gali siekti net milijardus Saulės masių. Kaip jos atsirado – vis dar iki galo neaišku. Problema čia tokia, kad juodoji skylė negali augti neribotai greitai; maksimalią spartą riboja dabartinė skylės masė. Tokia sąlyga reiškia, kad juodosios skylės augimas gali būti eksponentinis; kuo mažesnė juodoji skylė, tuo lėčiau ji auga. Jei supermasyvios juodosios skylės išaugo iš žvaigždinės masės – 10-100 kartų masyvesnių už Saulę – joms reikėjo bent kelių šimtų milijonų metų, kad užaugtų iki supermasyvių dydžių. Tikslūs skaičiai priklauso nuo modelio detalių. Alternatyvus modelis teigia, kad pradinės juodosios skylės buvo daug masyvesnės – maždaug 100 tūkstančių Saulės masių – todėl joms augti reikėjo daug mažiau laiko. Patikrinti, kuris modelis teisingesnis, padeda ekstremalių juodųjų skylių atradimai. Ekstremalios šiuo atveju yra tokios juodosios skylės, kurios randamos kuo anksčiau po Didžiojo sprogimo ir yra kuo masyvesnės. Dabar aptikta nauja tokio ekstremalumo rekordininkė – 459 milijonų metų amžiaus Visatoje buvusi 10-100 milijonų Saulės masių juodoji skylė. Aptikti ją padėjo, žinoma, James Webb teleskopas. Bet net ir jo jautrumo nebūtų užtekę, jei ne sėkmingas kosminis išsidėstymas – atrastoji juodoji skylė yra galaktikoje, tarp kurios ir mūsų įsiterpęs masyvus galaktikų spiečius. Jo gravitacija iškreipė tolimos galaktikos šviesą ir ją paryškino, tarsi lęšis. Ieškodami galimo aktyvaus branduolio, mokslininkai į galaktiką nukreipė Chandra rentgeno spindulių teleskopą, kuriuo ir aptiktas ryškus spindulių šaltinis. Apskaičiuota juodosios skylės masė prilygsta visos galaktikos žvaigždžių masei; toks santykis gerokai didesnis nei aplinkinėje Visatoje, kur jis įprastai tesiekia 0,1%. Užaugti šiai juodajai skylei reikėjo labai greitai – pirmosios žvaigždės Visatoje atsirado praėjus 100-180 milijonų metų po Didžiojo sprogimo, tad jei ji augo nuo žvaigždės liekanos, turėjo mažiau nei 350 milijonų metų pasiekti stebimai masei. Tą padaryti įmanoma tik ekstremaliu atveju – jei juodąją skylę visada būtų maitinęs maksimalus įmanomas dujų srautas. Alternatyviam modeliui paaiškinti tokią didelę masę lengviau; iš kitos pusės, pagal šį modelį 450 milijonų metų Visatoje turėtų būti ir masyvesnių juodųjų skylių, tad reikės palaukti, ar tokių irgi pavyks atrasti. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Astronomy.
***
Štai tokios naujienos iš praėjusios savaitės. Kaip įprastai, laukiu jūsų klausimų ir komentarų.
Laiqualasse