Kąsnelis Visatos DCXXVII: Miglotas

Žodis „migla“ bent man neskamba moksliškai – jis primena ankstyvus rudenio rytus kur nors laukuose ar miškuose. Bet migla – dažnas reiškinys egzoplanetų atmosferose: aerozoliai sudaro nepermatomą sluoksnį, kuris neleidžia įvertinti atmosferos cheminės sudėties. Naujame tyrime aiškinamasi, kokioms sąlygoms esant Neptūno dydžio egzoplanetose migla susidaro. Labai miglota buvo ir pirmykštės Žemės atmosfera – dabar apskaičiuota, kad ta migla galėjo duoti pradžią įvairioms gyvybės sudedamosioms dalims. Kitose naujienose – žvaigždžių spiečių vystymasis formuojantis, tolimiausia dinamiškai išmatuota juodoji skylė ir tolimiausia erdviškai išskirta galaktinė tėkmė. Gero skaitymo!

***

Migla – gyvybės detalių šaltinis. Pirmykštės Žemės paviršius nebuvo tinkamas gyvybei – milžiniškas karštis būtų sunaikinęs praktiškai bet kokią gyvybei svarbią molekulę. Manoma, kad gyvybė užsimezgė mažuose šiltuose užutėkiuose, kurie atoslūgių metu susidarydavo jūrų ir vandenynų pakrantėse. Bet kaip juose atsirado gyvybei reikalingos detalės, pvz. organinės molekulės? Naujame tyrime teigiama, kad galbūt iškrito iš Žemę gaubusios miglos. Manoma, jog jaunos Žemės atmosfera pirmus pusę milijardo metų buvo miglota, panašiai kaip šiandien migla gaubia Saturno palydovą Titaną. Atmosferos sudėtis irgi buvo panaši į Titano – dominavo azotas, vandenilis ir metanas. Tyrimo autoriai panašias sąlygas sukūrė laboratorijoje ir ištyrė, kokia migla formuojasi bei kaip jos dalelės krenta ir tirpsta vandens telkiniuose bei ant sauso planetos paviršiaus. Masių spektrometru ištyrę miglos daleles jie aptiko įvairių aminorūgščių ir nukleobazių. Tiesa, daugumos jų tipinės koncentracijos vandenyje pasiekė tik keletą dalelių milijone. To nepakanka, kad telkinyje prasidėtų cheminės reakcijos – molekulės tiesiog per retai susiduria. Tik darant prielaidą, kad iš telkinių vanduo nesigeria į ertmes uolienose, nukleobazių timino ir uracilo koncentracijos viršijo 100 dalelių milijone – reakcijoms reikalingą ribą. Ant paviršiaus nusėdusios dalelės gana greitai suirdavo, taigi kauptis sausame paviršiuje gyvybės ingredientams šansų nebuvo. Rezultatai rodo, kad nors tam reikėjo specifinių sąlygų, pirmykštės atmosferos migla galėjo būti organinių junginių šaltinis mažiems vandens telkiniams, kuriuose mezgėsi pirmoji gyvybė, paremta RNR grandinėmis. Panašus scenarijus gali vystytis ir kitose uolinėse planetose; taip pat, nors ir daug lėčiau, jis galėtų vykti tame pačiame Titane. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Japonijos Mėnulio zondo naujienos. Japonijos zondas SLIM, sausio 20 dieną sėkmingai nutūpęs Mėnulio paviršiuje, iškart susidūrė su problemomis. Greitai zondą teko išjungti, nes pastebėta, kad neveikė jo Saulės baterijos. Buvo manoma, kad jos užstrigo pakrypusios į kitą pusę, nei tuometinė Saulės padėtis vietiniame danguje. Po keleto dienų paaiškėjo, kad situacija sudėtingesnė: zondas nusileido aukštyn kojomis. Tiesa, ši žinia atėjo kartu su geresne: naujoviška zondo navigacijos sistema suveikė puikiai ir jis nusileido vos 55 metrai nuo numatyto taikinio. Nusileidimas buvo planuojamas 100 metrų spindulio zonoje, kai tuo tarpu ankstesnėms misijoms reikėdavo maždaug 10 kilometrų nusileidimo aikštelės saugumui užtikrinti. Zondo apvirtimo priežastis – prieš pat nusileidimą sustreikavęs vienas iš variklių. Nepaisant šios bėdos, pirmadienį zondas atsigavo – Japonijos kosmoso agentūra pranešė vėl užmezgusi ryšį su juo. Misijos komanda nusprendė nebandyti atversti zondo į numatytąją padėtį, nes taip kiltų rizika jį apgadinti. Jie susikoncentravo į duomenų rinkimą per kelias likusias paras: diena Mėnulyje baigėsi vasario 1 dieną. Tada zondas vėl užmigo dviem savaitėm, kol Saulė vėl patekės. Jei zondas išgyvens nakties periodą, jis turėtų vėl pradėti dirbti antroje vasario pusėje. Zondas Mėnulyje nusileido ne vienas: nuo jo sėkmingai atsiskyrė du maži mėnuleigiai. Vienas jų šokčioja Mėnulio paviršiuje, kitas – „bėga“ judindamas ratus-pelekus, panašiai kaip jūriniai vėžliai. Būtent mėnuleigių atsiųstos nuotraukos leido suprasti pagrindinio zondo padėtį. Visi trys prietaisai yra daugiau technologijų bandymo misijos, tačiau turi ir mokslinių prietaisų, skirtų aplinkos savybėms matuoti.

***

Apie dalelių greitintuvus dažnai juokaujama, kad mokslininkams vis negana ir norisi vis didesnių. Kai kurie mokslininkai turi tikrai grandiozinių užmojų – pavyzdžiui, pastatyti Saulės sistemos dydžio dalelių greitintuvą. Kuo jis būtų išskirtinai naudingas, Event Horizon kanale kalbasi John Michael Godier ir vienas iš idėjos autorių, CERN fizikas dr. James Beacham:

***

Gyvenamas vandenilynas ar mini-neptūnas? Planeta K2-18b pastarąjį pusmetį sulaukė daug astronomų dėmesio, mat James Webb teleskopu gautas jos atmosferos spektras parodė aiškius metano ir anglies dvideginio pėdsakus. Taip pat buvo aptikta vandens garų, o bendrai planetos atmosferoje dominuoja vandenilis. Tiek metanas, tiek anglies dvideginis yra galimi biopėdsakai, o turint omeny, kad K2-18b sukasi savo žvaigždės gyvybinėje zonoje ir yra tik 8,6 karto masyvesnė už Žemę, greitai kilo diskusijos, ar tai gali būti pirmasis nežemiškos gyvybės atradimas. Aišku, rezultatas nėra toks jau vienareikšmiškas: štai dabar mokslininkai sugalvojo kitą įmanomą planetos atmosferos sudėties paaiškinimą: tai yra maža Neptūno versija be kieto (ar skysto) paviršiaus. Tyrėjai sumodeliavo kelias planetos atmosferos versijas, padarę prielaidas apie jos cheminę sudėtį. Viena versija yra vandenilynas – vandenynas, gaubiamas vandenilio atmosferos. Tokiu atveju, jei planetoje nėra gyvybės, fotocheminės reakcijos galėtų palaikyti tik 1 dalelės milijone metano gausą atmosferoje. Tai neatitinka stebėjimų, kurie aiškiai rodo atmosferoje esant apie 1% metano. Iš kitos pusės, jei vandenyne plaukioja arba atmosferoje sklando metaną gaminantys mikroorganizmai, panašūs į buvusius Žemėje prieš tris milijardus metų, metano kiekis gali išaugti iki stebimo. Bet kita galimybė – Neptūno tipo atmosfera – irgi duoda stebėjimus atitinkantį rezultatą. Tokia planeta neturi jokio paviršiaus, ją visą sudaro įvairių dujų mišinys. Jei atmosferoje už helį sunkesnių cheminių elementų gerokai daugiau, nei Saulėje, joje gali susidaryti keli procentai metano bei procento dalis anglies dvideginio. Šis rezultatas eilinį kartą parodo, kad planetų atmosferų įvairovė gali būti milžiniška ir tik labai detaliais stebėjimais galime atskirti modelius vienus nuo kitų. Tiek James Webb, tiek kiti jau veikiantys ar netrukus darbą pradėsiantys teleskopai padės mums išsiaiškinti šios įvairovės prigimtį ir detales. Tada gal pavyks kur nors aptikti ir aiškius gyvybės pėdsakus. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Egzoneptūnų orų įvairovė. Egzoplanetų atmosferos pasižymi didžiule įvairove. Vienos yra menkos ir glaudžiai prisispaudusios prie planetos, kitos išsipūtusios; vienos skaidrios, kitos – miglotos. Kas lemia miglos – aerozolių – susidarymą planetos atmosferoje, kol kas iki galo neaišku. Manoma, kad vienas iš svarbiausių veiksnių yra temperatūra, bet tokia išvada dažnai gaunama nagrinėjant dideles duomenų imtis, apimančias labai skirtingas planetas, nuo mažesnių už Neptūną iki daug didesnių už Jupiterį. Dabar, atsiradus gausesniems duomenims, tyrėjai nusprendė pašalinti šį galimai klaidinantį analizės elementą ir išnagrinėjo 15 Neptūno dydžio planetų atmosferas. Priešingai nei ankstesniuose darbuose, kur prie visų planetų stebėjimų duomenų derinamas vienas atmosferos modelis, naujojo tyrimo autoriai pasirinko atskirai modeliuoti kiekvienos planetos atmosferą. Jie atsižvelgė į tokius parametrus kaip vandens garų – dažniausiai aptinkamos atmosferinės molekulės – gausa, tikėtinas aerozolių debesų aukštis ir atmosferos išsipūtimas. Pagrindiniai gauti rezultatai – visose planetose debesys yra gana lengvi ir „pūkuoti“, o cheminių elementų, sunkesnių už helį, jose yra gerokai daugiau, nei Saulėje. Tuo tarpu mūsų Neptūno cheminė sudėtis gana panaši į Saulės. Tirtųjų egzoneptūnų atmosferos dažniausiai yra skaidrios, kai jų temperatūra neviršija 500 kelvinų. Šiltesnėse dažniausiai matyti debesys ir migla. Taigi norėdami išsiaiškinti daugiau apie Neptūno dydžio planetų savybes, astronomai turėtų stebėjimams rinktis šaltesnes šio tipo planetas, nes tada galės pažvelgti giliau į jų atmosferas. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal Letters.

***

Žvaigždžių spiečiai augdami koncentruojasi. Žvaigždės formuojasi iš šaltų dujų debesų, kurie fragmentuoja į vis mažesnius gabaliukus ir traukiasi. Kai kurios šitaip susiformavusių žvaigždžių grupės tampa spiečiais ir išgyvena šimtus milijonų metų ar ilgiau; kitos išsisklaido. Norėdami suprasti, kaip spiečiai atsiranda ir vystosi, turime išnagrinėti visus jų gyvenimo etapus, įskaitant tuos, kai debesis tik pradėjęs fragmentuoti ir dar neturi žvaigždžių. Prieš keletą metų atliktas pačių pirmųjų fragmentacijos etapų stebėjimų projektas ASHES, o dabar pristatyti pirmieji rezultatai iš projekto ASSEMBLE, kuriuo buvo nagrinėjami šiek tiek pažengę, bet vis dar be įsižiebusių žvaigždžių, fragmentuojantys debesys. Iš viso ištirta 11 masyvių sankaupų – jų masė viršija 1000 Saulės masių, o bendras šviesis – 10 tūkstančių Saulės šviesių. Šviesą skleidžia besitraukdamos įkaitusios dujos ir dulkės. Sankaupose atrastos 248 tankios šerdys, iš kurių 106-iose matyti prožvaigždžių požymiai, o kitose dar nepasiekta ir ši stadija. Lyginant su ASHES duomenimis, ASSEMBLE stebėtos šerdys pasižymi tiek didesnėmis masėmis, tiek didesniu tankiu. Mažesni ir atstumai tarp jų. Šie rezultatai neturėtų stebinti: debesiui vystantis, susiformavusios šerdys auga prisijungdamos aplinkines dujas, o visa sistema traukiasi dėl savo gravitacijos. Kiti rezultatai – kiek įdomesni: ASSEMBLE duomenyse matomas sąryšis tarp sankaupos masės ir didžiausios joje esančios šerdies masės, o ASHES – ne; tai rodo, kad šis sąryšis, vėliau matomas ir lyginant spiečių bei jų žvaigždžių mases, atsiranda ne dėl fragmentavimo, o dėl tolesnio fragmentų augimo ryjant dujas. Dar vienas svarbus skirtumas, rodantis fragmentų augimo svarbą spiečių savybėms, – masių segregacija. Spiečiuose įprastai masyviausios žvaigždės randamos arčiausiai centro, o mažesnės masės – toliau. Vienas procesas, sukeliantis tokį skirtumą, yra gravitacinės žvaigždžių sąveikos: jų metu žvaigždė, turinti daugiau kinetinės energijos, dalį atiduoda turinčiai mažiau. Taigi laikui bėgant žvaigždžių turima kinetinė energija išsilygina, o tai reiškia, kad masyviausios žvaigždės juda lėčiausiai ir „nuskęsta“ spiečiaus centre. Bet dinaminei segregacijai įvykti reikia daugybės milijonų metų, daug ilgesnio laiko tarpo, nei ASSEMBLE sankaupų šerdžių amžius. Taigi jose stebima masių segregacija yra kitokia, pirmykštė, kylanti dėl to, kad arčiau centro – gilesniame gravitaciniame potenciale – esančioms šerdims dujas ryti yra paprasčiau. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal Supplement Series.

***

Aptikti pasislėpę žvaigždžių suardymai. Kai žvaigždė praskrenda per arti juodosios skylės, pastarosios gravitacija gali ją suardyti. Žvaigždė tampa dujų juosta, kurios dalis susisuka į diską aplink juodąją skylę ir į ją sukrenta. Per tą laiką – įprastai kelias savaites ar mėnesius – dujos ryškiai spinduliuoja, tad galaktikos centre matome žybsnį su labai specifiniu šviesio kitimu. Paprastai tokie žybsniai, vadinami potvyninio suardymo įvykiais, aptinkami regimųjų ar rentgeno spindulių diapazone. Bet paieškos šiame ruože susiduria su problema: tarpžvaigždinės dulkės gerai sugeria tokią spinduliuotę. Galaktikų centruose, kaip taisyklė, dulkių būna daug, todėl nemažos dalies potvyninių suardymų galime ir nepastebėti. Dabar mokslininkai nusprendė apeiti problemą, ieškodami suardymų žybsnių infraraudonųjų spindulių diapazone, ir rado jų net 18. Na, galbūt: šeši įvykiai, sprendžiant iš duomenų apie aplinkinių dujų jonizaciją, gali būti aktyvių galaktikų branduoliai spinduliuotės pokyčiai, nesusiję su žvaigždžių suardymais. Visgi bent 12 naujų suardymų atrasti pavyko, ir visi jie – 200 megaparsekų atstumu arba artimesni. Megaparsekas yra kiek daugiau, nei atstumas iki Andromedos galaktikos, taigi šiame regione galaktikų tikrai gausybė, bet palyginus su visa regimąja Visata regionas mažytis. Iš šių duomenų mokslininkai apskaičiavo, kad kiekvienoje galaktikoje potvyninis žvaigždės suardymas nutinka maždaug kartą per 50 tūkstančių metų. Panašūs vertinimai buvo gaunami ir anksčiau, remiantis regimųjų ir rentgeno spindulių duomenimis, taigi tikrasis suardymų dažnumas greičiausiai yra apie dvigubai didesnis, o regimųjų/rentgeno stebėjimais pražiopsoma apie pusė įvykių. Toks dažnumo įvertinimas gerokai artimesnis teorinėms prognozėms, nei ankstesnis. Vienas įdomus skirtumas tarp naujųjų ir seniau aptiktų suardymų – galaktikų, kuriuose jie aptikti, savybės. Regimųjų/rentgeno ruože matomi suardymai dažniau nutinka galaktikose, kuriose aktyvus žvaigždžių formavimasis baiginėjasi arba jau pasibaigęs, tuo tarpu naujosios imties galaktikos vienodai pasiskirsčiusios tiek šiuose, tiek aktyviai žvaigždes formuojančių galaktikų populiacijoje. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal.

***

Galaktika NGC 1365. Šaltinis: duomenys – Mike Selby, apdorojimas – Jean-Baptiste Auroux

Visos galaktikos gražios, bet kai kurios įspūdingesnės už kitas. Beveik „veidu“ į mus atsisukusi NGC 1365 turi labai ryškią ir aiškią skersę, nuo kurios galų sukasi dvi vijos. Manoma, kad skersė skatina dujas migruoti galaktikos centro link, ten skatina žvaigždėdarą ir maitina centrinę juodąją skylę. Žvaigždėdaros regionai nuotraukoje švyti rausvai.

***

Kreivos galaktikos parodo tamsiąją materiją. Tamsiosios materijos, pagal apibrėžimą, negalime pamatyti. Matome tik jos gravitacinį poveikį galaktikoms, spiečiams ir šviesai. Naujame tyrime parodyta, kad vienas iš poveikių gali būti izoliuotų galaktikų formos išsikreipimas; šis efektas gali padėti išmatuoti, kokiu greičiu juda tamsiosios materijos dalelės. Efektą tyrėjai pavadino potvynine dinamine trintimi. Apskritai dinamine trintimi vadinamas reiškinys, sulėtinantis masyvų kūną kitų kūnų telkinio atžvilgiu, vien dėl tarpusavio gravitacijos. Dažniausiai jis nagrinėjamas galaktikų susiliejimų kontekste. Ten jis pasireiškia taip: maža galaktika, priartėjusi prie didelės, ima traukti pastarosios žvaigždes, dujas ir tamsiąją materiją. Mažoji galaktika nestovi vietoje, todėl traukiami kūnai ir dalelės neįkrenta tiesiai į ją, o telkiasi ten, kur galaktika neseniai praskrido. Taigi už galaktikos susidaro medžiagos sutankėjimas, kuris ją traukia atgal, lėtina ir paskatina kritimą gilyn didžiosios galaktikos centro link. Naujojo tyrimo autoriai išnagrinėjo, kaip analogiškas efektas veiktų izoliuotą galaktiką. Jeigu galaktika juda aplinkinės tamsiosios materijos atžvilgiu, už galaktikos irgi susidaro medžiagos sutankėjimas. Sutankėjimas stipriau traukia artimesnę galaktikos pusę, nei tolimesnę – susidaro gravitacinio lauko netolygumas, kitaip vadinamas potvyniniu lauku. „Potvyniniu“ jis vadinamas todėl, kad tai iš principo toks pat efektas, kaip Mėnulio poveikis Žemei, sukeliantis potvynius ir atoslūgius. Taigi net ir izoliuota galaktika gali išsikreipti vien dėl to, kad aplink ją pučia nuolatinis tamsiosios materijos vėjas. Kuo vėjas greitesnis, tuo išsikreipimas mažesnis – trumpesnė sąveika mažiau pakreipia tamsiosios materijos dalelių trajektorijas, tad jos telkiasi silpniau ir koncentruojasi toliau nuo galaktikos. Taigi išmatavus galaktikos išsikreipimo lygį galima būtų nustatyti ir aplinkinės tamsiosios materijos judėjimo greitį. Aišku, tam reikia įsitikinti, kad galaktika iškreipiama būtent dėl tamsiosios materijos poveikio, nes esama ir kitų veiksnių, kurie gali paveikti jos formą. Pagrindinis jų – galaktikų susiliejimai ir artimi prasilenkimai; būtent todėl tamsiosios materijos tyrimams naudingos izoliuotos galaktikos, neturinčios kaimynių ir nepatyrusios nesenų susiliejimų. Dar vienas svarbus naujojo tyrimo aspektas – autoriai pateikė metodą, kaip tamsiosios materijos sutankėjimo savybes nustatyti nagrinėjant vien galaktikos žvaigždžių orbitas; taigi analizei nereikia išankstinių duomenų apie galaktikos aplinką ir tamsiosios materijos pasiskirstymą. Pasiūlytas metodas suteikia naują būdą nagrinėti tikėtinas tamsiosios materijos savybes ir padės įvertinti įvairius teorinius jos prigimties modelius. Tyrimo rezultatai publikuojami Astronomy & Astrophysics.

***

Tolimiausios juodosios skylės patikimas matavimas. Supermasyvios juodosios skylės randamos beveik kiekvienos galaktikos centre. Išmatuoti jų mases – nelengvas uždavinys. Patikimiausias metodas yra dinaminis: išmatavus dujų ar žvaigždžių judėjimo greičius arti juodosios skylės bei jų orbitų dydžius, galima apskaičiuoti traukiančią masę remiantis Niutono dėsniais. Tačiau tokiam matavimui reikia labai aukštos erdvinės skyros, kad pavyktų išskirti vos keleto parsekų ar mažesnius orbitų dydžius. Tad dažniausiai tolimų juodųjų skylių masės matuojamos remiantis įvairiais empiriniais sąryšiais: matavimais, kurie neturi aiškaus fizikinio ryšio su mase, tačiau pastebėta, kad su ja koreliuoja. Žinoma, koreliacijos nustatomos remiantis dinaminiais matavimais, bet tik aplinkinių galaktikų, tad neaišku, ar jos tikrai galioja tolimoms. Dabar atsiranda galimybė jas patikrinti – pirmą kartą dinamiškai išmatuota juodosios skylės masė labai tolimoje galaktikoje. Galaktikos SDSS J092034.17+065718.0 šviesa iki mūsų keliauja apie 11 milijardų metų; taigi ją matome laikais, kai Visatoje žvaigždės formavosi ir juodosios skylės augo sparčiausiai. Atlikę galaktikos stebėjimus tiksliausiu Žemėje esančiu spektrografu GRAVITY+, įrengtu Labai dideliame teleskope (VLT) Čilėje, astronomai pačiame galaktikos centre aptiko nedidelį skirtumą tarp padėčių, kuriose matoma paraudusi ir pamėlynavusi vandenilio spektro linija. Paraudusi linija reiškia, kad dujos tolsta nuo mūsų, pamėlynavusi – kad artėja. Taigi greičiausiai matomi dujų debesys maždaug trečdalio parseko atstumu nuo juodosios skylės. Žinodami šiuos parametrus, mokslininkai apskaičiavo juodosios skylės masę – 320 milijonų Saulės masių. Atrodo daug, tačiau tai yra bent keletą kartų mažesnė vertė, nei ankstesni skaičiai, gauti matuojant įvairių spektro linijų greičius ir naudojant empirinius sąryšius. Tai rodo, kad tie sąryšiai ne visada teisingi. Aišku, vienas objektas – dar ne priežastis visiškai atsisakyti sąryšių metodų, bet ateityje, dinamiškai nustačius daugiau masių panašiai tolimose galaktikose, galima bus juos patobulinti. Įdomu, kad šios galaktikos branduolys yra aktyvus – į juodąją skylę krenta daug dujų, o jų spinduliuotė yra viena ryškiausių iš visų žinomų galaktikų. Lyginant su kitomis panašaus atstumo ir šviesio aktyviomis galaktikomis, J09203 juodosios skylės masė yra ypatingai žema. Ji labiau primena daug blausesnių arba aplinkinės Visatos galaktikų juodųjų skylių mases. Ypatingai skirtumas išryškėja vertinant sąryšį tarp juodosios skylės masės ir galaktikos žvaigždžių masės. J09203 šis santykis yra maždaug 1:2000 – labai panašus į šiandieninį, bet keletą kartų mažesnis už tipinį 11 milijardų metų praeičiai. Tai rodo, kad priešingai nei dauguma atvejų, J09203 galaktika užaugo sparčiau, nei juodoji skylė, ir dabar pastaroji „vejasi“ visos galaktikos masę. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature.

***

Tolimiausia išskirta galaktinė tėkmė. Kai kuriose galaktikose matomos tėkmės – galingi dujų srautai, lekiantys tolyn nuo centro. Dažnai jas sukelia aktyvūs galaktikos branduoliai, kurių spinduliuotė, vėjai ir čiurkšlės gali suteikti dujoms labai daug energijos. Tėkmės perneša sunkesniais už helį cheminiais elementais praturtintas dujas iš galaktikos centro į pakraščius bei stabdo žvaigždėdarą, taigi yra svarbus galaktikų evoliucijos veiksnys. Jų aptinkama tiek aplinkinėje Visatoje, tiek ir labai tolimose gakaktikose. Dabar pirmą kartą ankstyvos Visatos galaktikoje pavyko erdviškai išskirti galingą tėkmę. Stebėdami kvazarą J2054-0005 submilimetrinių spindulių teleskopu ALMA, tyrėjai aptiko, kad dalį centrinio šaltinio spinduliuotės sugeria hidroksilo molekulės. Jos dažnai naudojamos šaltų dujų tėkmių aptikimui. Sugerties linijos tikrasis bangos ilgis yra 119 mikrometrų, tačiau dėl Visatos plėtimosi stebima linija išsitempė iki daugiau nei 837: kvazaro spinduliuotę matome iš laikų, kai Visatos amžius nesiekė net milijardo metų. Tėkmė tikrai galinga – dujos lekia 670-1500 km/s greičiu, per metus perneša 1500-1700 Saulės masių dujų. Pats kvazaras yra vienas ryškiausių, per sekundę išspinduliuojantis tiek energijos, kiek Saulė per milijoną metų, taigi ir galinga tėkmė atrodo logiška. Erdviškai išskirta, kad tėkmė plinta centriniuose dviejuose kiloparsekuose; tai rodo, kad ji greičiausiai pradėjo plisti palyginus neseniai – prieš porą milijonų metų. Jos išnešama masė dvigubai viršija dujų virtimo žvaigždėmis spartą; per maždaug 10 milijonų metų tėkmė turėtų pašalinti praktiškai visas dujas iš centrinės galaktikos dalies. Taip žvaigždėdara galaktikoje sustos. Toks procesas stebimas galaktikose visoje Visatoje, nuo pirmųjų šimtų milijonų metų iki šių dienų. Jau seniai žinome, kad artimesnėse galaktikose už žvaigždėdaros stabdymą daugiausiai atsakingi aktyvūs galaktikų branduoliai – kvazarai ir analogai. Dabar turime patvirtinimą, kad per pirmąjį milijardą metų situacija buvo panaši. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal.

***

Galaktikų ir juodųjų skylių bendrystė. Kiekviena galaktika centre turi supermasyvią juodąją skylę. Aplinkinėje Visatoje skylės masė sudaro apie 1/3000-ąją galaktikos žvaigždžių masės dalį. Pastaraisiais mėnesiais atrasta, kad pirmykštėje Visatoje, per pirmąjį milijardą metų, juodosios skylės santykinai didelės – jų masė gali siekti kelis ar net keliolika procentų galaktikos masės. O kaip buvo tarpiniais laikais nuo tada iki dabar? Iki šiol duomenų apie galaktiktas tuo laikotarpiu būta mažai, o ir tie patys ne visada patikimi. Bet dabar, naudodamiesi James Webb teleskopu, mokslininkai ištyrė juodųjų skylių ir galaktikų masės sąryšį apie vidurį Visatos amžiaus ir nustatė, kad tiek vienos, tiek kitos visą laiką augo panašiai. Tyrėjai pasitelkė 61 aktyvios galaktikos stebėjimų duomenimis; jų šviesa iki mūsų keliauja 6-11 milijardų metų. Mokslininkai išmatavo ir apskaičiavo galaktikų žvaigždžių mases; tai jiems leido nustatyti juodųjų skylių ir galaktikų masių santykį per visą stebimą laikotarpį. Paaiškėjo, kad jis po truputį auga, bet labai nežymiai: yra proporcingas maždaug kubinei šakniai iš raudonojo poslinkio vertės. Raudonasis poslinkis yra labiausiai tiesioginis atstumo iki tolimų objektų matas, mat jis priklauso pagrinde nuo Visatos plėtimosi. Nuo šių dienų iki stebimo laikotarpio pradžios, t. y. per 11 milijardų metų, santykis turėjo išaugti ne daugiau nei pusantro karto. Taigi atrodo galime pagrįstai teigti, kad bent pastaruosius 11 milijardų metų galaktikos ir jų juodosios skylės evoliucionavo kartu. Kol kas duomenys turi gana dideles paklaidas, taigi tyrėjai įvertino, kaip jas būtų galima sumažini naujos kartos teleskopais – tuo pačiu James Webb ir Euclid. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

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

Laiqualasse

Leave a Reply

El. pašto adresas nebus skelbiamas.