Kąsnelis Visatos DCXXV: Dvylika metų

Pirmąjį Visatos kąsnelį parašiau 2012 metų sausį. Tada dar net pasaulio pabaiga nebuvo atėjusi :) Ir taip jau dvylika metų, praktiškai be pertraukų, kas savaitę jums rašau apie įvairias kosmoso naujienas. O šioje serijoje – Japonijos zondo nusileidimas Mėnulyje, net keli atradimai Mėnulio uolienose, egzoplanetų orų modeliavimas ir atmosferų garavimas, ypatingai didelis galaktikų žiedas ir ekstremaliausia juodoji skylė. Gero skaitymo!

***

Japonija Mėnulyje. Šeštadienį Japonija tapo penktąja šalimi pasaulyje, kuriai pavyko ant Mėnulio paviršiaus „minkštai“ nutūpdyti tyrimų prietaisą. Zondas SLIM (Smart Lander for Investigating Moon) penktadienį vakare Lietuvos laiku nusileido greta Šioli kraterio Nektaro jūroje. Misija prasidėjo dar rugsėjį, kai zondas pakilo iš Tanegašimos kosmoso centro Japonijoje, o gruodžio 25 dieną paliko Žemės orbitą ir nuskrido Mėnulio link. Viena pagrindinių zondo naujovių, lyginant su ankstesnėmis autonominėmis Mėnulio misijomis – preciziško nusileidimo technologija. Ji turėjo leisti zondui pataikyti į vos 100 metrų skersmens nusileidimo zoną, kai tuo tarpu ankstesnėms misijoms reikėjo maždaug 10 kilometrų skersmens regiono. Šiuo metu dar tikrinama, ar nusileidimas įvyko tikrai numatytoje vietoje. Ji labai įdomi moksliniu požiūriu, nes manoma, kad ten ant paviršiaus iškilusi Mėnulio mantijos medžiaga. Sėkmingą nusileidimą kiek aptemdė netrukus iškilusi techninė problema: panašu, kad zondo Saulės baterijos nesisukioja ir yra nukreiptos į vakarus, todėl šiuo metu negauna energijos. Taigi praėjus trims valandoms po nusileidimo ir patikrinus, kad visi zondo prietaisai veikia sėkmingai, nuspręsta jį išjungti. Visgi pirmadienį Japonijos kosmoso agentūra pranešė, kad tikisi, jog zondas dar atsigaus, kai Saulė pasisuks į vakarus.

Sėkmingas Japonijos zondo nusileidimas sekė praėjus vos savaitei po nesėkmingos JAV kompanijos Astrobotic misijos pradžios. Praeitą savaitę rašiau, kaip jos zondas pakilo, bet netrukus patyrė sprogimą ir neteko didžiosios dalies kuro. Kurį laiką buvo manoma, kad likusio kuro užteks bent nuskristi iki Mėnulio, nors saugiai nusileisti tikrai nepavyks; visgi ketvirtadienį pranešta, kad zondas grįžta į Žemę ir sudegs virš Ramiojo vandenyno. Vėlų ketvirtadienio vakarą ryšys su zondu prarastas virš pietinės Ramiojo vandenyno dalies; greičiausiai jis ten ir sudegė, pasiekęs viršutinę atmosferą. Tokia baigtis gana dažna zondams, kurie skrieja orbitoje aplink Žemę kelių šimtų kilometrų aukštyje – deginti juos atmosferoje labai patogu ir paprasta, o orbitoje nelieka šiukšlių. Nepaisant misijos nesekmės, kompanija teigia surinkusi svarbių duomenų apie misijos eigą, todėl sekantis bandymas turėtų pasisekti daug geriau. Ta misija numatoma lapkritį; Astrobotic turėtų į Mėnulio pietų ašigalio regioną nugabenti NASA mėnuleigį.

***

Atradimai Mėnulio uolienose. Praeitą savaitę paskelbti net trys nepriklausomi atradimai, susiję su Mėnulio uolienomis.

Pirmajame nagrinėjamas meteoritas, Arabijos pusiasalio 007, atrastas Saudo Arabijoje 2015 metais. Nustatyta, kad jo amžius labai didelis, praktiškai 4,5 milijardo metų – kone toks pat, kaip Mėnulio plutos. Kitaip tariant, šis meteoritas atspindi vienas pirmųjų Mėnulio uolienų. Didelę jo dalį sudaro mineralai geležiniai anortositai (angl. ferroan anorthosites, FAN). Šiame meteorite pirmą kartą FAN darinyje aptiktas mineralas apatitas. Apatitai yra fosfatiniai mineralai, praturtinti hidroksido, fluoro arba chloro jonais. Visi šie trys elementai labai lakūs – lengvai garuoja – taigi radę apatitų galime teigti, kad mineralai formavosi lakių elementų gausioje terpėje. Būtent tokia išvada čia ir padaryta: pirmykštis Mėnulio paviršius ir jį dengęs magmos okeanas turėjo daug daugiau lakiųjų elementų, nei manyta iki šiol. Dalis šių elementų gali iki šiol būti užrakinti Mėnulio plutos uolienose. Aišku, iš praktinės pusės įdomiausias yra vanduo. Deja, norėdami tiksliau nustatyti lakiųjų elementų kiekį ir pasiskirstymą, turėsime palaukti Artemis misijos pargabentų mėginių, nes Apollo mėginiai atspindi tik labai mažos Mėnulio paviršiaus dalies savybes. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Astronomy.

Antrasis tyrimas susijęs su unikalių vulkaninės kilmės uolienų atsiradimu. Mėnulio paviršiuje esama daug bazaltų – sustingusios lavos – su aukšta titano koncentracija. Panašių darinių Žemėje nerandame, taigi iki šiol buvo neaišku, kaip jie susiformavo Mėnulyje. Buvo manoma, kad jie susidarė giliai po paviršiumi, mantijoje, iš stingstančios magmos paliekamų kristalų telkinių, tačiau numanoma tų telkinių cheminė sudėtis atrodė pernelyg tanki, kad jie galėtų iškilti į paviršių. Naujajame darbe pristatomi laboratorinių eksperimentų rezultatai, rodantys, kad dalinai išsilydę kristalų telkiniai, reaguodami su lengvesniais olivino ir ortopirokseno mineralais, prisikaupia lengvų magnio izotopų ir kitų cheminių elementų, kurie padaro telkinius pakankamai lengvus, kad šie galėtų iškilti ir išsiveržti pro plutą. Išsiveržimai nutiko maždaug prieš pusketvirto milijardo metų; vulkanizmas Mėnulyje baigėsi maždaug prieš du milijardus. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Geoscience.

Trečiajame darbe analizuojami akmenys Reinerio Gama magnetinės anomalijos regione. Tai vienas iš nedaugelio Mėnulio paviršiaus regionų, kur yra magnetinis laukas – jį kuria po paviršiumi esančios įmagnetintos uolienos. Pernai nagrinėdami daugybę iš orbitos darytų Mėnulio paviršiaus nuotraukų ir ieškodami suskilusių akmenų, mokslininkai pastebėjo, kad kai kurie iš jų labai keistai atspindi Saulės šviesą. Visi jie buvo būtent Reinerio Gama apylinkėse. Dabar tuos anomalius akmenis jie išanalizavo detaliau. Lygindami nuotraukas, darytas įvairiomis kryptimis (iš įvairių šonų ir viršaus), tyrėjai suprato, kad anomalieji akmenys šviesą atspindi panašiai, kaip ir paprasti, visomis kryptimis, išskyrus tiesiai atgal šaltinio (šiuo atveju – Saulės) link. Šia kryptimi jie atspindi daug mažiau. Toks skirtingas atspindžio profilis rodo, kad akmenys padengti kitokiomis dulkėmis, nei tipinis Mėnulio paviršių dengiantis regolitas. Greičiausiai dulkės atskirtos magnetiškai ir elektrostatiškai, o tai reiškia, kad patys akmenys irgi yra įmagnetinti. Visgi tiksli dulkių sandara lieka neaiški; atsakymui į šį klausimą orbitinių stebėjimų nepakaks. NASA planuoja artimiausiais metais į Reinerio Gama anomalijos regioną nusiųsti autonominį mėnuleigį, taigi galbūt iš ten bus pargabenta mėginių, kurie padės išsiaiškinti, kuo skiriasi dulkės ant kai kurių akmenų. Tyrimo rezultatai publikuojami JGR Planets.

***

Šimtai milijonų metų vandeningo Marso. Marsas šiandien yra sausesnis už sausiausią Žemės dykumą, tačiau praeityje ten buvo gausu jūrų ir upių. Pastarosios tekėdamos išgraužė slėnius uolienos, kurie matomi ir dabar. Nagrinėdami slėnių formą bei dydį, mokslininkai nustatė, kad juos suformuoti užtruko bent dešimtis tūkstančių metų. Bet iki šiol nebuvo žinoma, ar tie dešimt tūkstančių metų nutiko iškart, ar trumpais epizodais per ilgą laiko tarpą; ir apskritai nebuvo aišku, kiek ilgiausiai galėjo trukti vandeninga Marso era. Dabar atsakymas į šį klausimą pateiktas analizuojant kraterius slėniuose ir šalia jų. Tyrimo autoriai pasirinko aštuonis slėnius ir apskaičiavo kraterių amžių juose. Dėmesį jie kreipė į du kraterių tipus: tuos, kuriuos išgraužė slėniais tekėjęs vanduo ir tuos, kurie atsirado vėliau bei nebebuvo paveikti vandens. Skirtumas tarp šių dviejų tipų amžiaus apima visą laikotarpį, per kurį slėniai formavosi. Gauti skirtumai skirtinguose regionuose siekia nuo 240 iki 580 milijonų metų. Slėnių formavimosi pabaigos amžius visuose regionuose yra apie 3,5 milijardo metų prieš dabartį. Taigi Marso slėniai, panašu, formavosi per gana ilgą, šimtų milijonų metų, laikotarpį. Slėnių gylis siekia iki šimto metrų – tai reiškia, kad per milijoną metų tipiškai būdavo išgraužiama keliolika-keliasdešimt centimetrų uolienų. Tokia erozijos sparta panaši į Atakamos dykumos upių slėnių eroziją Žemėje. Nuolat tekančios upės uolienas net ir Marso sąlygomis graužtų daug sparčiau, taigi šie rezultatai rodo, kad upės Marse tekėjo ne visą laiką. Greičiausiai jos tekėjo tik vieną šimtatūkstantąją viso laiko dalį, t.y. kelis tūkstančius metų per visą šimtų milijonų metų laikotarpį. Galimai upės Marse susiformuodavo tik po stiprių klimatinių pokyčių tirpstant ledynams. Tokios upių savybės dera su ankstyvo Marso būsena, įvardijama kaip „šaltas ir ledinis“ Marsas: planeta didžiąją laiko dalį buvo padengta ledu ir tik kartais joje tekėdavo skystas vanduo. Tyrimo rezultatai publikuojami Earth and Planetary Science Letters.

***

Uodeguota planeta. Kai kurios egzoplanetos skrieja taip arti savo žvaigždžių, kad jų įkaitusios atmosferos ima bėgti tolyn. Priklausomai nuo planetos judėjimo greičio ir temperatūros, pabėganti atmosfera gali suformuoti uodegą už planetos. Dabar pranešta apie ilgiausią tokią uodegą, kuri galimai atsirado palyginus neseniai. Apie tai, kad planeta WASP-69b netenka atmosferos, žinome bent šešerius metus. Tačiau keli stebėjimai davė gana skirtingus rezultatus apie tai, kiek atmosferos pabėga, koks dujų šleifo greitis ir forma. Naujojo tyrimo autoriai atliko stebėjimus galingiausiu antžeminiu spektroskopu, įtaisytu Keck teleskope Havajuose. Stebėdami žvaigždę per planetos tranzitą ir po jo, jie aptiko pabėgančių dujų signalą – sugeriamą žvaigždės spinduliuotę – bent valandą ir 17 minučių po tranzito. Vėliau žvaigždė nusileido žemiau horizonto, tad stebėjimų tęsti nebuvo įmanoma. Visgi tai reiškia, kad planeta turi bent 580 tūkstančių kilometrų ilgio uodegą – 7,5 karto ilgesnę, nei pačios planetos spindulys. Stebėjimai, atlikti metais anksčiau, rodė uodegą esant tik 2,2 karto ilgesnę už planetos spindulį. Gali būti, kad skirtumą lemia skirtingi stebėjimams naudoti instrumentai, ir ankstesni stebėjimai tiesiog neaptiko didelės uodegos dalies. Bet jei darytume prielaidą, kad uodega tikrai tiek pailgėjo per metus, tai gali reikšti, kad WASP-69b tik dabar pradeda reikšmingai garuoti. Kol kas atmosferos pabėgimo sparta nėra didelė – apie vieną milijardąją Žemės masės dalį per metus. Planetos masė viršija 70 Žemės masių, tad dabartine sparta ji tikrai neišgaruos, bet jei atmosferos pabėgimas spartės, ji gali iš maždaug pusės Saturno pavirsti į pliką uolinį branduolį. Tokiu procesu aiškinamas karštų Neptūno dydžio planetų nebuvimas – manoma, kad jos netenka atmosferos dėl žvaigždės poveikio. Taigi WASP-69b gali pasitarnauti kaip puiki laboratorija atmosferos garavimui tirti. Dabartinius duomenis geriausiai paaiškina modelis, pagal kurį atmosferą garina žvaigždės vėjo slėgis. Visgi gali būti, kad įtakos turi ir sudėtingesnė magnetinė sąveika. Tą išsiaiškinti padės tolesni planetos stebėjimai. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal.

***

Egzoplanetų orai. Žemės klimato modeliai – jokia naujiena, jie nuolatos tobulinami ir įtraukia vis daugiau faktorių. Egzoplanetų klimatas irgi modeliuojamas, bet kur kas paprasčiau. Nors modeliai iš esmės panašūs, apie egzoplanetas tiesiog žinome daug mažiau. Pavyzdžiui, įprastai laikoma, kad egzoplanetų atmosferos didžiąją dalį žvaigždės spinduliuotės sugeria viršutiniuose atmosferos sluoksniuose, kur slėgis siekia apie šimtadalį slėgio Žemės paviršiuje. Naujausi James Webb teleskopu atlikti stebėjimai rodo, kad tai toli gražu ne visada tiesa: kai kurių planetų atmosferos kaista daug giliau. Taigi dabar mokslininkai sumodeliavo planetų atmosferas su skirtingu kaitinimo gyliu ir nustatė, kad oro masių judėjimai nuo šio parametro labai stipriai priklauso. Skaičiavimams jie pasirinko į Jupiterį panašią planetą, tačiau daug artimesnę savo žvaigždei, vieną ratą apsukančią per kiek daugiau nei tris Žemės paras. Tokia planeta yra potvyniškai prirakinta – visada į žvaigždę žiūri viena puse. Jos atmosfera įkaista iki daugiau nei tūkstančio laipsnių, o tokia energija sukuria ir įvairius atmosferinius reiškinius – ciklonus, frontus ir sūkurius. Paviršiuje kaitinamos atmosferos judėjime dominavo modonai – horizontalios bangos, dydžiu artimos visai planetai. Jos vingiuodamos pernešdavo energiją iš požvaigždinio taško į naktinę pusę, o visas procesas buvo gana tolygus. Tuo tarpu giliai kaitinamose atmosferose formavosi milžiniški ciklonai, kurie nuo požvaigždinio taško migruodavo į vakarus. Jų judėjimas sukeldavo turbulenciją visoje atmosferoje, kuri paskatindavo temperatūros suvienodėjimą maždaug trijų planetos parų laikotarpiu. Nors modeliai buvo gana supaprastinti – pavyzdžiui, juose neįskaičiuotas vertikalus atmosferos bangavimas dėl gravitacijos poveikio – gautas aiškus skirtumas tarp sekliai ir giliai kaitinamų atmosferų spinduliuotės. Taigi vien remdamiesi grubiais planetų spinduliuotės stebėjimais, mokslininkai galės įvertinti, kaip jų atmosferos sugeria žvaigždės spinduliuotę. Šis parametras, savo ruožtu, duos žinių apie atmosferos struktūrą ir cheminę sudėtį. Tyrimo rezultatai publikuojami Physical Review Letters.

***

Kur geriausia ieškoti nežemiškos gyvybės? Viena įdomi idėja – ieškoti violetinių planetų. Apie jas, ir apskritai apie biopėdsakus, pasakoja Astrum:

***

Orionas ir jo ūkai. Šaltinis: Michele Guzzini

Orionas – vienas geriausiai atpažįstamų žvaigždynų. Bet šioje nuotraukoje jo pagrindines žvaigždes atskirti darosi sudėtinga per visą spalvų žaismą. Tos spalvos – įvairios dujos, sudarančios kelis ūkus. Žymiausias iš jų – Oriono ūkas, žvaigždėdaros regionas iškart po diržu. Jį įmanoma įžiūrėti ir plika akimi. Aplink diržą ir ūką tęsiasi rožinė Barnardo kilpa. Kitas žvaigždėdaros regionas yra Sharpless 264 arba Oriono Lambda žiedas, matomas žvaigždyno viršuje, ties Oriono galva.

***

Kompaktiškas objektas „masės tarpe“. Kai masyvi žvaigždė baigia gyvenimą, įvyksta supernovos sprogimas, o žvaigždės centrinė dalis kolapsuoja į kompaktišką kūną. Tai gali būti neutroninė žvaigždė arba juodoji skylė. Tiek teoriniai modeliai, tiek stebėjimai rodo, kad neutroninių žvaigždžių masės siekia 1,2-2,1 Saulės masės. Juodųjų skylių masės, pagal analogiškus teorinius modelius, turėtų prasidėti nuo penkių Saulės masių. Regionas tarp šių intervalų vadinamas „masės tarpu“. Gravitacinių bangų stebėjimais aptikta keletas objektų, kurie greičiausiai patenka į šį tarpą, bet tokie signalai nesuteikia informacijos apie objektų prigimtį – ar tai labai masyvios neutroninės žvaigždės, ar mažos juodosios skylės, ar kas nors egzotiškesnio. Dabar pirmą kartą praktiškai neabejotinas masės tarpo objektas aptiktas įprastais, elektromagnetiniais, stebėjimais. Objektas aptiktas radijo teleskopu stebint kamuolinį žvaigždžių spiečių NGC 1851, nuo mūsų nutolusį apie 13 kiloparsekų, Paukščių Tako pakraštyje. Ten pastebėti reguliarūs radijo spindulių pulsavimai, kurie leido identifikuoti PSR J0514−4002E – radijo pulsarą. Pulsarais vadinamos neutroninės žvaigždės, kurių stiprus magnetinis laukas suspaudžia spinduliuotę į siaurus pluoštus. Žvaigždei sukantis, pluoštai reguliariai šviečia vis kita kryptimi, panašiai kaip švyturys. Iš vieno taško – Žemės – matome reguliarius sušvitimus; objektas tarsi pulsuoja – iš čia ir pavadinimas. Ilgesni stebėjimai parodė, kad pulsaro sušvitimai nėra visiškai reguliarūs, o laikui bėgant keičiasi. Bet pokyčiai irgi periodiški: kartais sušvitimai vėluoja, kartais skuba. Tokius pokyčius natūraliai paaiškina buvimas dvinarėje sistemoje: kartais pulsaras artėja mūsų link, kartais – tolsta. Natūraliai pulsaro žybsniai yra ypatingai reguliarūs, todėl juos galima panaudoti kaip tikslų chronometrą dvinarės sistemos judėjimui matuoti. Tokie stebėjimai leido apskaičiuoti, kad bendra abiejų narių masių suma yra 3,887 Saulės masių, su praktiškai nuline paklaida. Tai yra visa viena Saulės mase daugiau, nei didžiausia tvirtai žinoma dviejų neutroninių žvaigždžių pora Paukščių Take. Nustatyti atskiras komponentų mases sudėtingiau, bet įvertinta, kad pulsaro masė turėtų būti apie pusantros Saulės masės, o kompanionės – 2,3 Saulės masės. Tai daugiau, nei maksimali teorinė neutroninių žvaigždžių masės riba, bet gerokai mažiau už mažiausią žinomą juodosios skylės masę. Koks tai objektas, kol kas pasakyti negalime: galbūt tai išskirtinai masyvi neutroninė žvaigždė, laužanti teorines prognozes, o gal – labai maža juodoji skylė. Tokia juodoji skylė galėjo atsirasti susijungus dviem neutroninėms žvaigždėms. Jei taip nutiko, greičiausiai dvinarė sistema susiformavo dinamiškai – t.y. ji nebuvo dvinarė nuo pat žvaigždžių atsiradimo; neutroninė žvaigždė ir juodoji skylė į porą sukibo vėliau, praskridusios labai arti viena kitos. Toks scenarijus labai mažai tikėtinas laisvai Galaktikoje skrajojančioms žvaigždėms, bet įmanomas kamuoliniuose spiečiuose, kur žvaigždžių koncentracija daug aukštesnė. Kad ir kokia būtų sistemos kilmė, tolesni jos stebėjimai padės suprasti, kokių dar ekstremalių objektų būna Paukščių Take. Tyrimo rezultatai publikuojami Science.

***

Ypatingai didelis galaktikų žiedas. Mūsų Visatoje medžiaga išsidėsčiusi hierarchinėmis struktūromis: maži telkiniai grupuojasi į didesnius, šie – į dar didesnius ir taip toliau. Didžiausi telkiniai yra galaktikų spiečiai, superspiečiai ir gijos, bendrai sudarantys vadinamąjį kosminį voratinklį. Šiandieniniai teoriniai modeliai prognozuoja, kad didžiausios įmanomos struktūros turėtų neviršyti 400 megaparsekų dydžio; palyginimui, atstumas iki kaimyninės Andromedos galaktikos yra kiek mažiau nei vienas megaparsekas, o gretimo Mergelės spiečiaus skersmuo siekia apie penkis megaparsekus. Didesniais nei 400 megaparsekų masteliais Visata turėtų būti daugmaž tolygi – panašiai kaip naujai asfaltuotas kelias atrodo lygus, jei nežiūrime į centimetrų dydžio ar mažesnius grumstelius jo paviršiuje. Visgi karts nuo karto atrandama ir didesnių struktūrų. Dabar paskelbtas naujas toks atradimas: milžiniškas galaktikų žiedas Jaučiaganio žvaigždyne. Žiedą sudaro daugiau nei 20 galaktikų, kurių šviesa iki mūsų keliauja beveik septynis milijardus metų. Vidutinė galaktikų koncentracija žiede yra apie dvigubai didesnė, nei aplink jį. Jei galėtume žiedą matyti plika akimi, jis danguje būtų apie 15 kartų didesnio skersmens, nei Mėnulio pilnatis. Žiedo atstumu šis skersmuo siekia 400 megaparsekų, t.y. tiek pat, kaip prognozuojamas maksimalus struktūrų dydis Visatoje. Taigi pats savaime jis kaip ir nepažeidžia teorinių prognozių. Tačiau įdomu, kad palyginus arti jo – tokiu pat atstumu, kaip žiedo skersmuo – prieš dvejus metus aptikta kita milžiniška struktūra, pavadinta Didžiąja arka. Besidriekianti daugiau nei du tūkstančius megaparsekų, Didžioji arka yra ilgiausia žinoma galaktikų sankaupa Visatoje. Atstumas iki jos irgi labai panašus, kaip iki žiedo, taigi gali būti, kad abu dariniai yra vieno didesnio dalis. Tyrėjai apsvarstė galimybę, kad žiedas gali būti pavienis barionų akustinis svyravimas – milžiniška banga, susidariusi per pirmuosius šimtus tūkstančių metų po Didžiojo sprogimo, – tačiau toks darinys turėtų būti tiksliai sferinis, o žiedo forma nuo apskritumo nukrypsta. Kiekvienas panašios struktūros atradimas kelia iššūkį dabartinei struktūrų formavimosi teorijai, tad gali būti, kad jai reikės reikšmingų patobulinimų. Tyrimo rezultatai pristatyti Amerikos astronomų sąjungos susirinkime užpraeitą savaitę.

***

Galaktikų susiliejimai išleidžia spinduliuotę. Kai Visata buvo jauna, mažiau nei milijardo metų, tarpgalaktinę erdvę užpildė neutralios vandenilio dujos. Jos gerai sugeria ultravioletinę 121,5 nanometrų spinduliuotę, vadinamą Laimano-alfa linija. Šią liniją kuria sužadintos vandenilio dujos, pavyzdžiui, esančios jaunų žvaigždžių aplinkoje. Aplinkinėje Visatoje būtent pagal Laimano-alfa spinduliuotę galima identifikuoti žvaigždėdaros regionus, tačiau pirmykštėje tokios neturėtų matytis, nes ją sugertų tarpgalaktinės dujos. Visgi yra žinoma keletas galaktikų, kurios matomos iš laikų, kai Visatos amžius buvo mažiau nei 800 milijonų metų, ir skleidžia Laimano-alfa spinduliuotę. Jos aptiktos kosminiu teleskopu Hablu, o dabar James Webb stebėjimai davė paaiškinimą, kodėl Laimano-alfa spinduliuotę matome. Tyrėjai atliko devynių pirmykštės Visatos galaktikų, kuriose anksčiau aptikta Laimano-alfa spinduliuotė, stebėjimus James Webb teleskopu. Jo išskirtinis jautrumas ir erdvinė skyra parodė, kad visos galaktikos turi artimų kompanionių, t.y. šiuo metu jungiasi ar bent jau tuoj pradės tą daryti. Tuo tarpu panašios galaktikos, nepasižyminčios Laimano-alfa spinduliuote, dažnai kompanionių neturi. Vien kompanionės buvimas nepaaiškina, kodėl iš galaktikos turėtų pabėgti Laimano-alfa spinduliai. Dar detalesnė analizė parodė, jog visose devyniose galaktikose sparčiai formuojasi žvaigždės – artimų kaimynių gravitacija sujaukia dujas ir paskaitna fragmentaciją. Sparti žvaigždėdara generuoja daug Laimano-alfa spindulių, o ši ir kita energinga spinduliuotė jonizuoja aplinkines dujas, todėl aplink galaktiką atsiranda zona, kurioje Laimano-alfa spinduliuotė sugeriama prastai. Tokią išvadą patvirtina ir skaitmeniniai modeliai – jie rodo, kad galaktikos, patiriančios daug susiliejimų, pasižymi žvaigždėdaros žybsniais, kurie sunaikina neutralias dujas aplink galaktiką ir sudaro sąlygas Laimano-alfa spinduliuotei pabėgti. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Astronomy.

***

Senovėje galaktikos buvo pailgos. Didelės struktūros Visatoje, tokios kaip galaktikos, formavosi palengva. Nors pirmosios atsirado vos keli šimtai milijonų metų po Didžiojo sprogimo, jų forma bei dydis keitėsi milijardus metų iki šių dienų. James Webb teleskopu atliekami stebėjimai atskleidžia vis platesnį vaizdą apie tai, kokios galaktikos buvo tolimoje praeityje ir kaip jų savybės keitėsi laikui bėgant. Štai dabar nustatyta, kad prieš septynis ir daugiau milijardų metų galaktikos buvo daug pailgesnės, nei šiandien. Tyrėjai išnagrinėjo daugiau nei 3000 galaktikų, kurių šviesa iki mūsų keliauja penkis milijardus metų ir daugiau, formą. Žinoma, nustatyti pavienės galaktikos trimatę formą įmanoma tik iš dalies, nes paprastai neturime duomenų apie jos dydį stebėjimo kryptimi, o tik dangaus skliaute. Visgi kai nagrinėjame šimtus galaktikų, galime įvertinti tipinę jų formą darydami prielaidą, kad galaktikos į mus pasisukusios įvairiai. Taigi tyrėjai suskirstė galaktikas į 18 grupių pagal žvaigždžių masę ir atstumą, ir nagrinėjo tipinių savybių pasiskirstymą kiekvienoje grupėje. Taip paaiškėjo, kad visos tiriamos galaktikos, nepriklausomai nuo masės ar atstumo, dangaus skliaute yra pailgos. Mažiausios jų, kurių šviesa keliauja septynis milijardus metų ir daugiau, greičiausiai yra pailgos ir trimatėje erdvėje, t.y. jų forma primena cepeliną. Didesnės masės ir arčiau esančios galaktikos pastebimai mažiau ištemptos – jos, panašu, yra diskinės. Kodėl tolimos galaktikos, ypač mažos, buvo pailgos, atsakyti sunku – skaitmeniniai Visatos struktūrų raidos modeliai tokios populiacijos neprognozuoja. Gali būti, kad galaktikos formavosi ne tik sferinėse tamsiosios materijos sankaupose, bet ir gijose tarp jų, o praeityje tos gijos buvo tankesnės. Taip pat gali būti, kad dujų galaktikose ir aplink jas – tose pačiose jungiančiose gijose – buvo pakankamai daug, kad žvaigždžių formavimasis prasidėdavo dujoms dar neįkritus į galaktiką. Kaip bebūtų, tokie atradimai papildo vaizdą ir supratimą apie Visatos struktūrų raidą ir padės tobulinant struktūrų augimo modelį. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Ekstremaliausia juodoji skylė. Supermasyvios juodosios skylės randamos kone kiekvienos galaktikos centre, bet jų prigimtis vis dar neaiški. Viena kilmės hipotezė teigia, kad jos atsirado po pirmųjų žvaigždžių sprogimų ir buvo 10-100 kartų masyvesnės už Saulę, o vėliau užaugo rydamos dujas. Kita hipotezė teigia, jog pirmykštėje Visatoje buvo tinkamos sąlygos susiformuoti 10-100 tūkstančių Saulės masių dujų telkiniams, kurie tiesiogiai kolapsavo į juodąsias skyles. Vienas iš būdų patikrinti, kuris scenarijus labiau tikėtinas – ekstremalių juodųjų skylių paieškos. Šiuo atveju „ekstremaliomis“ vadinamos tokios juodosios skylės, kurioms užaugti iki stebimos masės stebimu laiku būtų sudėtingiausia. Pavyzdžiui, milijardo Saulės masių juodoji skylė, matoma galaktikoje praėjus pusantro milijardo metų po Didžiojo sprogimo yra mažiau ekstremali, nei pusės milijardo Saulės masių juodoji skylė pusės milijardo metų Visatoje, nes pastarajai užaugti buvo daug mažiau laiko. Šiuo metu žinoma daugybė juodųjų skylių galaktikose, kurių matomas vaizdas atitinka 700 milijonų metų po Didžiojo sprogimo ir daugiau. Didžiausios jų juodųjų skylių masės siekia kelis milijardus Saulės masių – tokią masę gali paaiškinti abu kilmės modeliai, nors remiantis pirmuoju tą padaryti sunkiau. Dabar juodoji skylė aptikta vienoje iš tolimiausių žinomų galaktikų – GN-z11. Jos vaizdą matome iš 450 milijonų metų amžiaus Visatos. Tyrėjai išnagrinėjo geriausią šiuo metu turimą galaktikos spinduliuotės spektrą ir aptiko jonizuoto neono bei anglies spinduliuotę. Šios dujos būdingos aktyvių galaktikų branduolių – supermasyvių juodųjų skylių, į kurias sparčiai krenta dujos – aplinkai. Taip pat aptikta spinduliuotės linijų, kurios formuojasi dujose, kurių koncentracija viršija milijardą dalelių į kubinį centimetrą. Tokia aukšta koncentracija pasižymi dujų debesys prie pat supermasyvios juodosios skylės. Remdamiesi šiais duomenimis, tyrėjai įvertino, kad juodosios skylės masė turėtų siekti kiek daugiau nei pusantro milijono Saulės masių. Tai toli gražu ne tiek daug, kaip minėti milijardai, randami kiek vėlesnėse galaktikose, tačiau GN-z11 juodoji skylė augo ne ilgiau nei 450 milijonų metų, o galimai ir dar trumpiau, mat ji negalėjo atsirasti iškart po Didžiojo sprogimo. Sprendžiant vien pagal aktyvaus branduolio šviesį, juodosios skylės masė gali būti dar didesnė – apie 10 milijonų Saulės masių. Užauginti tokią juodąją skylę per maždaug 350 milijonų metų – 100 milijonų metų amžiaus Visatoje dujų telkiniai jau buvo pakankami, kad galėtų formuotis pirmosios žvaigždės ar kolapsuoti pirmosios didelės juodosios skylės – įmanoma, bet vėlgi, tą padaryti lengviau, jei juodosios skylės jau atsirado masyvios. Iš kitos pusės, jei juodosios skylės formavosi masyvios, galima tikėtis net ir 450 milijonų metų amžiaus Visatoje rasti daug masyvesnių pavyzdžių už šį. Taigi faktas, kad pirmoji taip toli atrasta juodoji skylė nėra masyvesnė nei 10 milijonų Saulės masių, gali būti šiokia tokia parama „lengvųjų pradmenų“ modeliui. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature.

***

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

Laiqualasse

Leave a Reply

El. pašto adresas nebus skelbiamas.