Kąsnelis Visatos DCXXIX: Vanduo ir gyvybė

Gyvybei reikia vandens, tad kur vanduo, ten ir gyvybė? Nebūtinai: vien vandens neužtenka. Dar reikia ir maistinių medžiagų – organinių junginių, bet panašu, kad net Saturno palydovo Titano, kurio paviršiuje tokių pilna, giluminio vandenyno organika beveik nepasiekia. Tai čia liūdnesnė naujiena. Įdomesnė susijusi su dar vienu poreikius – energijos: atrodo, kad Saulės sistemos pakraščių nykštukinės planetos Eridė ir Makemakė turi popaviršinius vandenynus. Vandens molekulės gali egzistuoti ne tik gelmėse – dabar jos pirmą kartą identifikuotos asteroidų paviršiuje. Kitose naujienose – senovinė pasenusi galaktika, pirmųjų žvaigždžių įtaka tolesnių formavimuisi ir žingsnis link radijo žybsnių prigimties paaiškinimo. Gero skaitymo!

***

Šiaurės pašvaistės šildo Europą. Geomagnetinės audros kyla tada, kai Žemę pasiekia tankesnis Saulės vėjo dalelių srautas. Jos sukelia pašvaistes, įšildo viršutinius atmosferos sluoksnius, gerokai išaugina elektronų ir protonų srautus Žemės magnetosferoje. Taip pat, pasirodo, jos turi poveikį ir orams gerokai arčiau planetos paviršiaus. Naujame tyrime mokslininkai išsiaiškino, kad geomagnetinės audros žiemos metu sušildo šiaurės Europos valstybes. Jie pasitelkė atmosferos stebėjimų duomenis ir Suomijos temperatūros pokyčių informaciją. Pastebėta aiški koreliacija: kai žiemą geomagnetinis aktyvumas aukštesnis, taip pat aukštesnė ir vidutinė šalies temperatūra. Tiesa, taip nutinka tik tais metais, kai stratosferoje (10-50 km aukštyje) dominuoja iš rytų pučiantys vėjai; kai tie vėjai pasisuka į priešingą pusę, ryšys pranyksta. Ryšio prigimtis irgi daugmaž aiški: stipresnis geomagnetinis aktyvumas suteikia daugiau energijos poliarinei sraujymei – oro srautui, kuris juosia ašigalį. Greitesnė sraujymė geriau atskiria poliarines oro mases nuo vidutinių platumų, todėl Europos nepasiekia šalti arktiniai orai. Geomagnetiniam aktyvumui susilpnėjus, nusilpsta ir sraujymė, ji ima labiau vingiuoti, todėl arktiniai orai gali prasiveržti į pietus ir nusėsti virš Europos, sukeldami šalčio periodus. Atradimas turi labai aiškią praktinę naudą: kuo geriau prognozuosime kosmoso orus, tuo geriau galėsime prognozuoti ir ilgalaikes (mėnesių ar metų trukmės) temperatūros variacijas šiaurės Europoje, o tai leis pagerinti elektros ir šiluminės energijos suvartojimo prognozes, adaptuoti jų gamybos pajėgumus ir taip taupyti resursus. Tyrimo rezultatai publikuojami Scientific Reports.

***

Jauname Marse – galingas vulkanizmas. Praeityje Marse buvo aktyvių ugnikalnių. Dabar mokslininkai išsiaiškino, kad vulkanizmas ten buvo pakankamai stiprus, kad sumaišytų ir perkeistų plutos uolienas. Jie ištyrė regioną Eridanijos baseine pietų pusrutulyje. Kadaise tai turbūt buvo ežero, dydžiu prilygstančio pusei Viduržemio jūros, dugnas, bet pats baseinas susiformavo prieš 3,5-4 milijardus metų. Infraraudonųjų spindulių duomenyse, surinktuose įvairiais orbitiniais Marso zondais, jie aptiko net 63 vulkanines struktūras – ugnikalnių ir jų išsiveržimų, kalderų ir panašių darinių liekanas. Bendras jų poveikis paviršiaus uolienoms – milžiniškas. Tyrėjų teigimu, tuo metu, kai regione vyko aktyvus vulkanizmas, planetos pluta nuolat maišėsi su gilesniais sluoksniais. Tokia „vertikali tektonika“, manoma, vyko ir jaunoje Žemėje ir buvo šiandieninės plokščių tektonikos pirmtakė. Kita įdomi išvada – bent dalis vulkaninių išsiveržimų vyko po vandeniu, o tai galėjo suteikti daug energijos ir maistinių medžiagų gyvybei formuotis. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Astronomy.

***

Vandens molekulės asteroidų paviršiuje. Asteroidai paprastai laikomi visiškai sausomis uolienomis, kuriose vandens arba niekada nebuvo, arba jis visas seniausiai išgaravo. Tačiau panašiai prieš porą dešimtmečių buvo galvojama ir apie Mėnulį, o dabar žinome, kad jame yra ir vandens ledo kraterių dugne, ir vandens molekulių dieninėje pusėje. Motyvuoti pastarojo atradimo, mokslininkai nusprendė paieškoti vandens molekulių asteroiduose; dviejuose iš keturių taikinių paieškos buvo sėkmingos. Stebėjimai atlikti infraraudonųjų spindulių teleskopu SOFIA, kuris buvo įmontuotas specialiai pritaikytame lėktuve ir vykdydavo misijas skrisdamas aukštai atmosferoje. Teleskopo misija pernai nutraukta, tačiau daugybė surinktų duomenų dar laukia analizės. Tarp jų buvo ir keturių gana didelių pagrindinio žiedo asteroidų – Iridės, Partenopės, Melpomenės ir Masalijos – stebėjimai. Iridės ir Masalijos spektre užfiksuota šešių mikrometrų emisijos juosta, susidaranti dėl vandens molekulių lankstymosi vibracijų. Taigi vandens egzistavimas šių asteroidų paviršiuje – neabejotinas. Apskaičiuotas vandens kiekis yra arti pusės miligramo viename paviršiaus medžiagos grame. Panaši vandens gausa rasta ir Mėnulio apšviestojoje pusėje atlikus analogiškus stebėjimus. Įdomu, kad ši gausa yra kone dvigubai didesnė, nei vidutinė vandens gausa Žemėje, skaičiuojant pagal masės santykį. Aišku, Žemėje vanduo susitelkęs planetos paviršiuje, o gelmėse jo praktiškai nėra; kokia situacija Mėnulyje ar asteroiduose – nežinome. Tačiau gali būti, kad ir asteroiduose vanduo daugiausiai kaupiasi paviršiuje, mat molekulės gali susiformuoti, kai Saulės vėjo protonai (vandenilio branduoliai) pataiko į dangaus kūnų paviršių ir sureaguoja su ten esančių mineralų deguonies atomais. Šimtuose asteroidų iki šiol aptikta kita, trijų mikrometrų ilgio sugerties juosta, kuri irgi gali būti vandens požymis. Ją sukuria išsitempianti ir susitraukianti vandenilio bei deguonies atomų jungtis – tokia jungtis egzistuoja ne tik vandens, bet ir paprastesnėse hidroksilo molekulėse bei kituose junginiuose, todėl vienareikšmiškai teigti, kad ten esama vandens, negalima. Bet tie asteroidai būtų puikūs taikiniai tolesnėms šešių mikrometrų spinduliuotės paieškoms. Tyrimo autoriai turi planų atlikti dar bent 30 asteroidų stebėjimus. Šie atradimai padės suprasti, kaip į Žemę atkeliavo vanduo, o kartu ir geriau vertinti vandens gausą egzoplanetų sistemose. Tyrimo rezultatai publikuojami The Planetary Science Journal.

***

Titano popaviršinio vandenyno maistingumas. Saturno palydovas Titanas žymus tuo, kad yra vienintelė Saulės sistemos vieta, neskaitant Žemės, turint jūrų, ežerų ir upių bei skysčių apytakos ratą. Tiesa, tie skyčiai ten yra metanas ir etanas, tad ir visi cheminiai junginiai labai skiriasi nuo žemiškųjų. Taip pat Titanas turi popaviršinį vandenyną, sudarytą iš vandens, panašiai kaip kaimyninis Enceladas arba Jupiterio palydovas Europa. Ar galėtų ten egzistuoti gyvybė? Atsakymas nemaža dalimi priklauso nuo to, ar į vandenyną patenka organiniai junginiai, galintys pasitarnauti kaip maistas mikroorganizmams. Titane, priešingai nei Encelade ar Europoje, tokių junginių pagaminama paviršiuje – hidrolizės reakcijų metu gaminamas glicinas. Naujame tyrime mokslininkai nagrinėja, kiek glicino gali prasiskverbti į popaviršinį vandenyną. Būdas medžiagoms migruoti gilyn – kometų smūgiai, kurie ištirpdo ledinį Titano paviršių. Vanduo sunkesnis už aplinkinį ledą, todėl, tirpdydamas vis gilesnius jo sluoksnius, keliauja žemyn. Trumpalaikiame paviršiaus ežere gali ištirpti įvairių organinių molekulių, kurios keliauja kartu. Įvertinę, kaip sparčiai tos molekulės gaminasi Titano sąlygomis bei kaip dažnai į palydovą pataiko kometos, tyrimo autoriai nustatė, kad per metus Titano popaviršinį vandenyną vidutiniškai pasiekia ne daugiau nei 7,5 tonos glicino. Toks kiekis, padalintas vandenynui, kurio tūris gali net 12 kartų viršyti visų Žemės vandenynų tūrį – toli gražu nepakankamas biosferai palaikyti. Taigi Titano vandenyne gyvybės galėtų būti nebent tuo atveju, jei organinių medžiagų – kitaip tariant, anglies pagrindo molekulių – ten patenka iš planetos gelmių arba jei egzistuoja koks nors kitas apykaitos tarp paviršiaus ir gelmių būdas. Šie rezultatai rodo, kad gyvybingumas ledinių palydovų vandenynuose apskritai menkai tikėtinas, jei net Titane, kurio paviršius kupinas organikos, jį užtikrinti taip sudėtinga. Tyrimo rezultatai publikuojami Astrobiology.

***

Nykštukinės planetos – geotermiškai aktyvios? Toli Saulės sistemos pakraštyje, Kuiperio žiede, skrieja nykštukinės planetos Eridė ir Makemakė. Atitinkamai 2300 ir 1430 kilometrų skersmens kūnai įprastai laikomi pasyviais sustingusiais ledo ir uolienų luitais. Bet naujame tyrime parodyta, kad jie abu turi, ar bent turėjo, geotermiškai aktyvias gelmes – popaviršinius vandenynus ar bent jau minkšto įkaitusio ledo mantijas. Išvada padaryta remiantis James Webb teleskopo stebėjimų duomenimis ir metano formavimosi modeliais. Teleskopo jautrumo pakako pirmiesiems metano izotopologų matavimams nykštukinių planetų paviršiuje. Izotopologais vadinamos molekulių atmainos, kuriose skiriasi vieno ar daugiau atomų izotopai – variantai su skirtingu neutronų skaičiumi branduolyje. Šiuo atveju tai buvo vandenilio izotopai protis (sudarytas iš vienišo protono) ir deuteris (protonas plius neutronas). Stebėjimai rodo, kad metano molekulėse Eridės ir Makemakės paviršiuje deuterio atomai pasitaiko maždaug 200-300 kartų milijone, o likusios molekulės turi vien pročio atomus. Tyrimo autoriai sumodeliavo tris galimus metano kilmės scenarijus. Pirmasis – metanas yra „pirmykštis“ ir prisijungė prie nykštukinių planetų joms formuojantis. Antrasis – metanas susiformavo pačiose nykštukinėse planetose, įvairioms organinėms molekulėms sąveikaujant su vandeniu. Trečiasis – panašus į antrąjį, tačiau sąveika yra tarp vandenilio ir anglies dvideginio ar viendeginio dujų. Paaiškėjo, kad būtent antrasis ir trečiasis variantai gali paaiškinti stebimą izotopologų santykį Eridės ir Makemakės paviršiuje, o pirmasis – ne. Iš principo metanas galėtų būti ir pirmykštis, bet taip būtų įmanoma tik tada, jei vandens molekulėse deuterio dalis būtų mažesnė nei 100 dalių milijone. Tuo tarpu stebėjimai rodo, kad išorinėje Saulės sistemos dalyje deuteris sudaro 150-550 dalių milijone vandens molekulių. Metanui pasigaminti iš organinių medžiagų arba anglies dvideginio reikalinga pakankamai aukšta temperatūra, ~400 kelvinų (~150 laipsnių Celsijaus). Vadinasi ir Eridės, ir Makemakės gelmėse yra pakankamai šilta, kad dujos galėtų įkaisti iki tokios temperatūros. Šis atradimas prisideda prie vis gausėjančio būrio kitų, rodančių, kad išorinė Saulės sistemos dalis ne mažiau įdomi už vidinę, ir taip yra ne tik dėl to, kad ten apskritai daugiau planetų ir jų palydovų. Tyrimo rezultatai publikuojami Icarus.

***

Greitųjų radijo žybsnių prigimtis. Prieš keliolika metų aptiktas kosminis reiškinys – greitieji radijo žybsniai (FRB) – vis dar lieka nepaaiškintas, tačiau mokslininkai priartėjo prie fizikinio mechanizmo užčiuopimo. Žybsniai yra labai trumpi, vos milisekundžių trukmės, radijo spinduliuotės pliūpsniai, kartais atlekiantys iš skirtingų galaktikų. Kai kurie jų kartojasi, kitus aptinkame vos po vieną kartą. Labai tikėtina, kad juos sukelia skirtingi fizikiniai procesai, tačiau bent vienas iš tų procesų yra glaudžiai susijęs su magnetarais. Taip vadinamos neutroninės žvaigždės su išskirtinai stipriu magnetiniu lauku. Jau seniai FRB susieti su galaktikomis ar jų regionais, kur formuojasi žvaigždės – ten labiau tikėtina rasti ir magnetarų. Tvirta sąsaja nustatyta prieš ketverius metus, kai Paukščių Take esantis magnetaras SGR 1935+2154 paskleidė trumpą radijo žybsnį, kuris nuo FRB skyrėsi tik mažesniu intensyvumu. Vėliau SGR 1935+2154 panašiai sužibo dar bent vieną kartą 2022-ųjų spalį. Dabar pateikta šio įvykio ir prieš jį bei po jo vykdytų stebėjimų analizė atskleidžia, kad žybsnio metu magnetaro sukimasis neįprastai sparčiai lėtėjo. Kurį laiką prieš išmesdamas FRB, magnetaras pradėjo žybsėti rentgeno ir gama spinduliais, tą užfiksavo plataus lauko stebėjimų teleskopai, tad į objektą buvo nukreipti ir detalų vaizdą rodantys prietaisai. Taigi mokslininkams pavyko surinkti kelias dešimtis valandų stebėjimų duomenų, apimančių laikotarpį tiek prieš žybsnį, tiek po jo. Maždaug penkios valandos prieš žybsnį ir penkios po jo magnetaras patyrė po „trikdį“ – taip vadinamas labai staigus sukimosi greičio padidėjimas. Įprastai magnetarai, kaip ir visos neutroninės žvaigždės, sukasi praktiškai nekintančiu periodu – SGR 1935+2154 jis siekia 3,25 sekundės, o viena sekunde turėtų pakisti per maždaug 3000 metų. Tiek vieno, tiek kito trikdžio metu magnetaro sukimosi dažnis išaugo apie 20 mikrohercų – kitaip tariant, sukimosi periodas sutrumpėjo apie 0,2 milisekundės. Tokio lygio trikdžiai pasitaiko retai, tačiau nėra unikalus reiškinys. Svarbiau yra tai, kas nutiko tarp jų: magnetaro sukimasis lėtėjo taip sparčiai, kaip jokiame kitame magnetare iki šiol. Sukimosi dažnis mažėjo apie šimtą kartų sparčiau, nei kitu metu – kitaip tariant, jei toks lėtėjimas būtų tęsęsis ilgiau, viena sekunde magnetaro periodas pailgėtų ne per 3000, o per 30 metų. Dar vienas įdomus reiškinys – per laikotarpį tarp trikdžių magnetaro rentgeno žybsnių sparta iš pradžių smarkiai išaugo, o paskui tolydžio mažėjo. Kaip šie reiškiniai sukėlė FRB – ar bent kaip tiksliai su juo susiję – kol kas pasakyti neįmanoma, tačiau dabar astronomai bent jau žinos, ko ieškoti kituose magnetaruose. Apskritai manoma, kad trikdžiai nutinka todėl, kad lėtėjantis kietos magnetaro plutos sukimasis vis labiau atskiria ją nuo superskysto vidaus. Kartkartėmis gelmėse susidaro bangos, kurios staigiai perduoda energijos plutai ir ši įtrūksta – tą ir matome kaip trikdį. Gali būti, kad šįkart trikdžio metu plutos trūkis buvo toks stiprus, kad pro jį išsiveržė dalis gelmių medžiagos ir pasklido ne tik magnetaro paviršiuje, bet ir jo atmosferoje. Sąveika tarp magnetaro magnetinio lauko ir staigiai sutankėjusios atmosferos galėtų paaiškinti ir sukimosi lėtėjimą, ir rentgeno žybsnius. Greičiausiai ta sąveika atsakinga ir už radijo žybsnį, bet tikslaus paaiškinimo dar reikės palaukti. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature.

***

Radijo žybsniais matuosime kosminius atstumus. Greitieji radijo žybsniai (FRB), figūravę ankstesnėje naujienoje, gali būti panaudoti milžiniškų kosminių atstumų matavimui ir Visatos plėtimosi spartos apskaičiavimui. Tiesa, tam reikia, kad žybsnio padėtis dangaus skliaute būtų labai arti kokios nors žvaigždės. Tokią išvadą gavo mokslininkai, apskaičiavę mikrolęšiavimo efektą FRB spinduliuotei. Gravitacinis lęšiavimas yra šviesos (ar, šiuo atveju, radijo) bangų trajektorijos išsikreipimas sklindant pro masyvų kūną, pavyzdžiui, žvaigždę. Mikrolęšiavimas – jo atmaina, kai dėl išsikreipimo regimoji kūno padėtis danguje pakinta tik lanko mikrosekundėmis. Dažniausiai lęšiavimas sukuria bent du objekto atvaizdus, tačiau mikrolęšiavimo atveju jų atskirti nepavyksta – stebime tik objekto vaizdinių paryškėjimą. Visgi paryškėjimas susideda iš dviejų šviesio kreivių, o skirtingi šviesos keliai nuo šaltinio iki mūsų lemia, jog viename atvaizde matome truputį ankstyvesnį objektą, nei kitame. Mikrolęšiavimo atveju laiko skirtumas tesiekia milisekundes, bet pačių FRB pradžios ir pabaigos laiką galima išmatuoti nanosekundžių tikslumu. Norint nustatyti atstumą iki lęšiuojamo spinduliuotės šaltinio reikia žinoti dar vieną dydį – atstumą tarp atvaizdų. Ir čia FRB savybės gali puikiai padėti jį apskaičiuoti. Radijo bangos, patekusios į tankesnę tarpžvaigždinę terpę iš retesnės tarpgalaktinės, ima sklisti nebe visai tiesiai – jų trajektoriją papildomai iškreipia tarpžvaigždinė plazma. Iš Žemės atrodo, tarsi šaltinis mirgėtų. Dviejų atvaizdų, kad ir labai arti vienas kito esančių, spinduliuotė mirga nevienodai, taigi kartais ryškesnis būna vienas iš atvaizdų, kartais – kitas. Stebint tokį vaizdą labai aukštos skyros teleskopu – interferometru – galima išmatuoti regimosios padėties pokyčius, atitikančius skirtingų atvaizdų padėtis. Žinodami tarpžvaigždinės plazmos savybes šaltinio kryptimi, galėtume apskaičiuoti ir tikrąjį atstumą tarp lęšiuotų atvaizdų, o tada – ir atstumą iki FRB gimtosios galaktikos. Žinodami jį, galėtume įvertinti ir Visatos plėtimosi spartą. Tyrėjų teigimu, vos vieno lęšiuoto FRB pakaktų, kad spartą apskaičiuotume su 6% paklaida, o turėdami 30 šaltinių, paklaidą sumažintume iki mažiau nei procento. Toks tikslumas gerokai didesnis, nei gaunamas matuojant lęšiuotų kvazarų savybes, mat jų lęšiavimą prasminga matuoti tik esant labai dideliam iškreipimui, kai šviesa sklinda ne pro žvaigždę, o pro galaktiką ar jų spiečių, bet netaisyklinga šių forma įveda papildomas dideles paklaidas į atstumo skaičiavimus. Kol kas lęšiuotų FRB neaptikta, tačiau tyrėjai skaičiuoja, kad tokių turėtų būti maždaug vienas iš tūkstančio. Dabartiniai dedikuoti radijo teleskopai gaudo šimtus žybsnių kasmet, taigi lęšiuotų FRB aptikimas turėtų būti tik neilgo laiko klausimas. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Hoago objektas. Šaltinis: NASA, ESA, Hubble; duomenų apdorojimas: Benoit Blanco

Praeito amžiaus viduryje astronomas Arthuras Hoagas aptiko pirmąją žiedinę galaktiką, kurią čia ir matote. Priešingai nei įprasta, ši atrodo sudaryta iš dviejų dalių: centre – senų žvaigždžių rutulys, aplinkui – jaunų žvaigždžių žiedas. O tarp jų – properša, kurioje praktiškai nėra nei žvaigždžių, nei dujų. Kaip tokios galaktikos susiformuoja – kol kas nežinome. Galbūt tai keisto galaktikų susiliejimo padarinys, o gal dujas ištampė galaktikos skersė, kuri vėliau pranyko. Žiedinės galaktikos – nedažnos, bet Hoago objektas toli gražu nėra unikalus – net ir šioje nuotraukoje, kaip tik galaktikos properšoje, matoma dar viena, tik daug tolimesnė, žiedinė galaktika.

***

Senovinė pasenusi galaktika. James Webb teleskopas aptiko įvairių ekstremalių galaktikų. Kai kurios jų yra matomos iš visiškos Visatos jaunystės – vos kelių šimtų milijonų metų po Didžiojo sprogimo. Dabar aptikta kitokio pobūdžio rekordininkė: vėlesniu laiku matoma galaktika, kurios žvaigždės susiformavo anksčiau nei bet kurios kitos. Galaktikos ZF-UDS-7329 šviesa iki mūsų keliauja 11,7 milijardo metų, taigi matome ją iš laikų, kai Visatos amžius buvo du milijardai. Tiek nutolusi galaktika nėra jokia naujiena, tačiau ZF-UDS-7329 iš kitų, matomų panašiu atstumu, išsiskiria savo spalva ir spektru. Įprastai tokios tolimos galaktikos yra gana mėlynos, nes jose formuojasi daug žvaigždžių, o jaunų masyvių žvaigždžių mėlyna spinduliuotė nustelbia senų mažesnių raudoną. Bet ZF-UDS-7329 yra ypatingai raudona. Jos spektre irgi matyti požymių, kad žvaigždės ten daugiausiai senos. Panašu, kad didžioji dalis tos galaktikos žvaigždžių susiformavo Visatai esant vos 400 milijonų metų amžiaus. Ir čia iškyla problema: ZF-UDS-7329 bendra žvaigždžių masė viršija 120 milijardų Saulės masių, t.y. yra artima Paukščių Tako žvaigždžių masei. Pagal standartinį galaktikų formavimosi modelį, 400 milijonų metų po Didžiojo sprogimo dar nebuvo tokių didelių tamsiosios materijos halų, kuriuose galėtų susiformuoti 120 milijardų Saulės masių žvaigždžių turinčios galaktikos, jau nekalbant apie tokį išskirtinai spartų pačių žvaigždžių susiformavimą. Net darant prielaidą, kad šioje galaktikoje žvaigždės formavosi tobulu efektyvumu ir visos dujos virto žvaigždėmis taip sparčiai, kaip tik įmanoma, neatitikimas tarp stebėjimų ir modelių prognozių išlieka. Geriausi skaitmeniniai kosmologiniai modeliai prognozuoja, kad seniausios galaktikos, matomos panašiu metu kaip ZF-UDS-7329, turėjo suformuoti didžiąją dalį žvaigždžių maždaug milijardą metų po Didžiojo sprogimo. Taigi ZF-UDS-7329 kol kas lieka nepaaiškinta mįsle. Tolesni stebėjimai parodys, ar į ją panašių galaktikų esama ir daugiau, ar ji – tik vienas unikalus objektas. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Kosmologiniai pakeitimai nepaaiškina ultramasyvių galaktikų. Vieni iš pirmųjų James Webb teleskopo rezultatų buvo keletas, atrodytų, pernelyg masyvių galaktikų ankstyvoje Visatoje. Jų žvaigždžių masės, siekiančios apie 100 milijardų Saulės masių, maždaug dešimteriopai viršija tai, ką prognozuoja standartinis kosmologinių struktūrų formavimosi modelis. Bandymų paaiškinti šių galaktikų egzistavimą esama įvairių; vienas jų – galbūt pirmykščiai medžiagos pasiskirstymo netolygumai Visatoje buvo didesni, nei manyta iki šiol. Tokiu atveju ir tamsiosios materijos halai, kuriuose auga galaktikos, galėjo išaugti anksčiau, todėl ir galaktikos Visatos jaunystėje galėjo būti masyvesnės. Bet naujame tyrime parodoma, kad toks pradinių Visatos savybių pakoregavimas, sprendžiant šią problemą, sukelia kitą – neatitikimą ultravioletinių spindulių pasiskirstyme. Ultravoletinių spindulių šaltinių pasiskirstymas tolimoje Visatoje išmatuotas dar su Hubble teleskopu; James Webb jam nėra ypatingai jautrus, nes fiksuoja didesnio bangos ilgio spinduliuotę. Ultravioletinę spinduliuotę skleidžia labai jaunos žvaigždės, taigi UV pasiskirstymas rodo žvaigždžių formavimosi spartą galaktikose. Jei tamsiosios materijos halai didesni, žvaigždėdara irgi spartesnė, taigi stipresnė ir UV spinduliuotė. Tyrimo autoriai apskaičiavo, kad pakeitimai pradinių netolygumų pasiskirstyme, reikalingi paaiškinti James Webb aptiktas galaktikas, yra tokie dideli, kad UV intensyvumą sustiprintų gerokai daugiau, nei leidžia Hubble darytų stebėjimų paklaidos. Kitaip tariant, James Webb aptiktos galaktikos tokios didelės negalėjo užaugti dėl neįprastai didelių pradinių tankio svyravimų. Paaiškinimo teks ieškoti kitur. Keletas tokių hipotezių jau buvo iškelta per pastaruosius metus: pavyzdžiui, žvaigždėdaros efektyvumas pirmosiose galaktikose galėjo būti dešimt kartų aukštesnis, nei šiandieninėse. Naujojo tyrimo rezultatai kartu primena, jog „egzotiški“ naujų stebėjimų paaiškinimai dažnai toli gražu nėra lengvas kelias paaiškinti visokias matomas keistenybes: jų duodamos prognozės turi gerai derėti su daugybe kitų stebėjimų, taigi toli gražu ne visada pasiteisina. Tyrimo rezultatai publikuojami Physical Review Letters.

***

Pirmųjų žvaigždžių poveikis žvaigždėdarai. Visatos pradžioje visa medžiaga susidėjo iš vandenilio, helio bei trupučio ličio ir berilio. Pirmosios žvaigždės irgi formavosi tik iš šių cheminių elementų ir greičiausiai buvo gana masyvios. Nugyvenusios palyginus trumpus – vos keleto milijonų metų – gyvenimus jos sprogo supernovomis ir praturtino Visatą pirmaisiais sunkesniais elementais, tokiais kaip anglis ar deguonis. Naujame tyrime skaitmeniniais modeliais nagrinėjama, kaip šie sprogimai paveikė vėlesnių žvaigždžių formavimąsi. Tyrėjai išbandė keletą modelio variantų, atsižvelgdami į nežinomą pirmųjų žvaigždžių masių pasiskirstymą: vienuose jis buvo padarytas toks pat, kaip šiandieninių žvaigždžių, kituose buvo santykinai daugiau masyvių žvaigždžių. Bendrai paėmus, modelių rezultatai nelabai priklausė nuo šio parametro: pirmosios žvaigždės gimė ir savo trumpus gyvenimus praleido praktiškai vienišos, tamsiosios materijos haluose, kupinuose dujų. Supernovų sprogimai dujas sujaukė ir sustūmė, o tarpusavio gravitacija halus skatino kauptis į vis didesnius telkinius, formuojant pirmąsias galaktikas. Jose gimė dar viena karta pirmykščių žvaigždžių – pirmųjų žvaigždžių išmesti sunkesni elementai dar nebuvo spėję pasklisti po visus dujų telkinius. Tačiau netrukus prasidėjo ir praturtintų, vadinamų antrosios populiacijos, žvaigždžių formavimasis. Jos daugiausiai formavosi gijose, kurios susidarė susidūrus supernovų liekanoms. Turbulentiškos dujos gijose, praturtintos sunkesniais elementais, lengvai vėso ir fragmentavo, todėl naujosios žvaigždės buvo mažesnės už pirmąsias. Jų masių pasiskirstymas priklauso nuo pirmųjų: kuo tarp pirmųjų žvaigždžių daugiau masyvių, tuo tarp naujesniųjų daugiau mažų. Visgi visos šios žvaigždės savo sudėtyje turi bent tūkstantadalį tiek sunkiųjų elementų, kaip Saulė. Šiais laikais kartais randama žvaigždžių, kurios turi dar mažiau sunkiųjų cheminių elementų. Dažnai manoma, kad jos yra tipiškų pirmųjų galaktikų žvaigždžių analogai. Visgi šio tyrimo rezultatai rodo priešingai – net ir pirmosiose galaktikose tokios žvaigždės buvo retenybė. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Viena iš Visatos keistenybių – vadinamoji „horizonto problema“. Kodėl Visata atrodo vienoda visomis kryptimis, jei priešingose pusėse esantys dalykai negalėjo apsikeisti informacija? Apie šią problemą ir jos sprendimą pasakoja Dr. Becky:

***

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

Laiqualasse

Leave a Reply

El. pašto adresas nebus skelbiamas.