Saulės aktyvumo padariniai, pavyzdžiui geomagnetinės audros, mums gali gerokai pakenkti. Taigi bet koks būdas nuo jų apsisaugoti, ar net kuo anksčiau aptikti, yra gyvybiškai svarbus. Štai dabar sukurtas metodas, kaip iš dvimačių Saulės vainiko nuotraukų identifikuoti mūsų link artėjančius plazmos pliūpsnius. Mūsų Saulės žybsniai yra visiškai menkučiai, palyginus su tuo, ką išdarinėja mažesnės žvaigždės, ypač jaunos; labai tikėtina, kad žvaigždės vėjo sustiprėjimai seniai išgarino visų TRAPPIST-1 sistemos planetų atmosferas, net jei jos kada nors tokias ir turėjo. Gerokai didesnio mastelio pliūpsniai – aktyvių galaktikų tėkmės – Visatos jaunystėje greičiausiai turėjo beveik vien teigiamą poveikį žvaigždžių masės augimui, o praėjus milijardui metų apsivertė. Kitose naujienose – vandenynas Saturno palydove Mime, paplokščios besiformuojančios planetos ir galaktikų metalingumo prigimties paieškos. Gero skaitymo!

***

Prieš 66 milijonus metų asteroido smūgis į Žemę sukėlė katastrofą, kuri sunaikino visus nepaukštinius dinozaurus. Ar galėtų tokią katastrofą išgyventi žmonės? Apie tai pasakoja melodysheep:

***

Saulės pliūpsnių krypties nuspėjimas. Saulės vainikinės masės išmetimai (CME) yra plazmos pliūpsniai, kartais paleidžiami iš vainiko, gaubiančio visą žvaigždę. Žemės link nukreiptas CME gali būti labai pavojingas – pasiekęs planetą, gali pakenkti palydovų darbui ir netgi judėjimui, astronautų sveikatai, o stipresni sutrikdo radijo ryšį, gali sugadinti net ir antžeminę elektroniką ir padidinti vėžinių susirgimų riziką. Nenuostabu, kad CME aptikimas ir prognozavimas yra vienas svarbiausių Saulės stebėjimų uždavinių. Šiuo metu CME aptinkami tik tuo metu, kai nutolsta pakankamai toli nuo žvaigždės, kad būtų matomi nuotraukose uždengus patį žvaigždės diską. Tai ypač trukdo aptikti pavojingiausius, į Žemę nukreiptus, CME, nes tiesiai iš Žemės jų aptikti praktiškai neįmanoma iki jiems gerokai pasistumiant mūsų link. Dabar mokslininkai sukūrė metodą, kuriuo CME identifikuoti galima vos tik jis ima formuotis. Metodas paremtas neseniai padarytu atradimu, kad CME formavimosi metu toje Saulės vietoje susilpnėja ultravioletinė ir rentgeno spinduliuotė. Taip nutinka todėl, kad CME sudaranti vainiko medžiaga ima kilti ir pūstis, taip sumažėja vainiko tankis ir nebelieka kam skleisti energingų spindulių. Tyrimo autoriai padarė prielaidą, kad besiformuojantis CME yra kūgio formos, ir sumodeliavo daugybę galimų plitimo scenarijų. Juose buvo keičiamas kūgio plotis, kryptis, šaltinio padėtis Saulės paviršiuje ir kiti parametrai. Kiekvienu atveju apskaičiuota, kaip dėl CME pakinta vainiko spinduliuotė, matoma paprastose dvimatėse nuotraukose. Tada tyrėjai sukūrė algoritmą, kuris pagal dvimatę nuotrauką nuspėja labiausiai tikėtinus CME parametrus. Algoritmo veikimą jie patikrino naudodami dviejų senų, dar 2011 metais įvykusių, CME duomenis. Šie išsiveržimai buvo stebimi labai detaliai, tad turime aiškią informaciją apie jų trimatę struktūrą ir eigą. Algoritmas, turėdamas vien iš Žemės darytas dvimates nuotraukas, labai gerai atkūrė trimačius įvykių parametrus. Taigi panašu, kad metodą bus galima taikyti toliau stebint Saulės aktyvumą ir laukiant pavojingo mums išsiveržimo. Dabar, kai Saulės aktyvumas artėja prie maksimumo, tai ypatingai svarbu. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Mimas irgi turi vandenyną. Polediniai vandenynai jau senokai žinomi Jupiterio palydove Europoje ir Saturno Encelade. Kiti palydovai, ypač didesnieji, greičiausiai irgi turi vandenynus po stora ledo pluta. Dabar nustatyta, jog vandenyną greičiausiai turi ir Mimas. Šis nedidelis Saturno palydovas tėra vos apie 400 kilometrų skersmens – mažesnis už Enceladą. Visgi analizuodami Cassini zondo duomenis tyrėjai nustatė kelias Mimo orbitos anomalijas, kurias geriausiai paaiškina poledinis vandenynas. Šios anomalijos – svyravimai aplink pusiausvyros būseną atsisukus į Saturną (Mimas, kaip ir daugelis kitų palydovų, yra potvyniškai prirakintas prie Saturno, tad visą laiką į jį atsisukęs ta pačia puse) bei tolimiausio nuo Saturno orbitos taško dreifas aplink planetą. Kiekvieną iš savybių atskirai galėtų turėti ir visiškai kietas uolienų bei ledo rutulys, tačiau jų abiejų kombinacija paaiškinama tik vandenyno egzistavimu. Ledo plutos storis turėtų būti apie 20-30 kilometrų. Tyrėjų suskaičiuoti Mimo evoliucijos modeliai rodo, kad vandenynas yra jaunas – atsirado vos prieš 5-15 milijonų metų ir pastaruoju metu plečiasi. Mažesnį nei 30 kilometrų storį jis pasiekė ne seniau, kaip prieš 2-3 milijonus metų – priešingu atveju matytume aiškius tirpimo požymius palydovo paviršiuje. Šis atradimas ypatingai įdomus, nes rodo, kad popaviršiniai vandenynai yra dinamiškos struktūros, kurios gali atsirasti ir pranykti per geologiškai trumpus laikotarpius. Be to, Mimo vandenyno tyrimai leis pažvelgti į ankstyvas bet kokio vandenyno gyvavimo stadijas, pavyzdžiui, ten vykstančius įdomius cheminius procesus, kurie galėjo būti svarbūs gyvybės užsimezgimui kituose palydovuose (jei jos ten yra) arba net ir Žemėje. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature.

***

Besiformuojančios planetos – paplokščios. Planetos formuojasi protoplanetiniuose dujų ir dulkių diskuose aplink augančias ir jaunas žvaigždes. Formavimosi eigą aprašo du modeliai: šerdies akrecijos ir disko nestabilumo. Pagal pirmąjį, diske esančios dulkės kimba tarpusavyje į vis didesnes, galiausiai suformuoja uolienas, kurių gravitacija palaiko jas kartu ir leidžia suformuoti planetą; jei ši išauga pakankamai didelė, ji prisitraukia dalį disko dujų kaip storą atmosferą ir virsta dujine milžine. Pagal antrąjį, formavimasis prasideda nuo gravitacinio nestabilumo, dėl kurio diske atsiranda dujų sutankėjimas, o šio centre dujos koncentruojasi į vis tankesnį darinį. Pirmasis modelis bendrai plačiau priimtas, tačiau antrasis gali būti svarbus, pavyzdžiui, norint paaiškinti masyvių planetų formavimąsi toli nuo žvaigždės. Dabar mokslininkai rado būdą įvertinti, kuris metodas teisingesnis: jie nustatė, jog disko nestabilumo būdu susiformavusios planetos turėtų būti paplokščios. Tyrėjai sumodeliavo gravitaciškai nestabilaus protoplanetinio disko vystymąsi, o modelio skyra buvo pakankama, kad galėtų sekti ir augančių planetų formą. Paaiškėjo, kad beveik visos planetos įgyja paplokščią formą. Tokią jos turi nuo pat formavimosi pradžios; tiesa, struktūrą galima suskirstyti į dvi komponentes: centre yra labiau sferinė antroji šerdis, o aplink ją – paplokščia pirmoji. Suplojimo mastas – tikrai nemenkas: Laikui bėgant, planetos auga, bet daugiausiai medžiaga jas pasiekia per ašigalius, o ne ties pusiauju. Šis atradimas padės geriau vertinti jaunų egzoplanetų sistemų stebėjimus ir geriau suprasti, kaip jos užauga iki galutinių masių. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Planetų spindulių tarpo paaiškinimas. Atrandant vis daugiau egzoplanetų tapo įmanoma analizuoti jų savybių pasiskirstymus. Nagrinėdami planetų spindulius, mokslininkai netruko pastebėti, kad maždaug dvigubai už Žemę didesnių planetų yra mažiau, nei šiek tiek didesnių ar šiek tiek mažesnių. Šis „spindulio tarpas“, besitęsiantis maždaug nuo 1,6 iki 2,2 Žemės spindulių, aiškiai matomas nagrinėjant planetas arti žvaigždžių, o didėjant atstumui nuo žvaigždės – pranyksta. Įprastai tokia tendencija aiškinama planetų atmosferos garavimu. Pasak šio scenarijaus, tokio spindulio planetos, priartėjusios prie žvaigždės, ima garuoti ir palyginus greitai netenka didžiosios dalies atmosferos. Taigi planeta, kurios spindulys – įskaitant atmosferą – buvo dvigubai didesnis nei Žemės, tampa nuogu uoliniu rutuliu, kurio spindulys gerokai mažesnis. Didesnės planetos sugeba išlaikyti savo atmosferas, todėl joms garavimas ne toks reikšmingas. Bet šis paaiškinimas susiduria su problema: vandeninėmis planetomis. Jei planeta, atmigravusi arti žvaigždės, sudėtyje turi daug vandens ledo, garuodamas šis suformuoja vandens garų atmosferą, kurią išlaikyti daug lengviau, tad tokios planetos nepraranda atmosferos ir turėtų užpildyti spindulio tarpą. Naujame tyrime vandens garų atmosferos išnagrinėtos detaliau ir paaiškėjo, kad jos kaip tik padeda paaiškinti planetų spindulių pasiskirstymo formą. Tyrėjai sumodeliavo įvairių planetų augimą, migraciją ir atmosferos evoliuciją protoplanetiniame diske bei šiam nykstant, pradedant nuo maždaug Mėnulio dydžio uolienų. Pagrindinė modelio naujovė – vandens garų, vandenilio ir helio maišymosi traktavimas. Tyrėjai apskaičiavo, kaip vandens garai elgtųsi sumišę su vandeniliu ir heliu aukšto slėgio aplinkoje. Tai leido teisingiau įvertinti atmosferos vystymąsi ir garavimą planetose, kurios turi daug vandens. Paaiškėjo, kad tokios planetos, atmigravusios arti žvaigždės, ne susitraukia dėl atmosferos praradimo, o priešingai – išsipučia dėl atmosferos gausėjimo, kai vandens ledas ima vis sparčiau garuoti. Taigi planetos, mažesnės už spindulio tarpą, atsiranda tada, kai atmosferą praranda planeta, užaugusi arti žvaigždės ir niekada neturėjusi daug vandens. O vandeningos planetos garuodamos tampa didesnės už spindulio tarpą. Jos paaiškina ir faktą, kad tokių, 2,2-3 kartus už Žemę didesnių, planetų randama gana daug, o dar didesnių – gerokai mažiau. Geriau suprasdami planetų raidą galėsime geriau paaiškinti ir Saulės sistemos susiformavimo detales, įvertinti planetų tinkamumą gyvybei ir pasirinkti, kuriose geriausia ieškoti galimų gyvybės požymių. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Astronomy.

***

TRAPPIST-1 planetos – beorės. Didžioji dalis žvaigždžių Paukščių Take yra raudonosios nykštukės, gerokai mažesnės už Saulę. Taigi ir dauguma egzoplanetų skrieja jų aplinkoje. Garsiausia iš tokių egzoplanetų sistemų yra TRAPPIST-1, kurioje atrastos net septynios uolinės planetos. Trys iš jų patenka į gyvybinę žvaigždės zoną – jų paviršiaus temperatūra tinkama skystam vandeniui egzistuoti. Bet vien temperatūros negana – paviršiniam vandeniui, taigi ir gyvybei, reikalinga ir atmosfera. Ar TRAPPIST-1 planetos ją turi? James Webb stebėjimai parodė, kad dvi vidinės planetos reikšmingos atmosferos neturi, bet tai nestebina: jos ir kaitinamos labai stipriai, tad panašesnės į Merkurijų, nei į Žemę ar Marsą. O kaip su kitomis? Naujame tyrime atmosferų išlikimo klausimas nagrinėjamas skaitmeniniais modeliais. Pagrindinis veiksnys, garinantis atmosferą, yra energinga žvaigždės spinduliuotė, ypač žybsniai. Ultravioletiniai ir rentgeno spinduliai labai įkaitina viršutinius atmosferos sluoksnius, paskatina juos pabėgti nuo planetos, tada gilesni sluoksniai ima kilti aukštyn, kad užpildytų tuštumą, ir procesas tęsiasi. Kiekviena planeta taip po truputį netenka atmosferos, tačiau prie nykštukių procesas spartesnis. Jos, nors ir daug blausesnės, yra panašiai aktyvios, kaip Saulė, todėl gyvybinėje zonoje esančias planetas talžo stipresnis vėjas ir žybsniai. Apskaičiavę šią įtaką tyrimo autoriai nustatė, kad TRAPPIST-1 planetos atmosferų netektų greitai. Šiandieninė Žemės atmosfera net ir tolimiausioje tos sistemos planetoje išgaruotų per kelis šimtus milijonų metų. Pirmykštės tų planetų atmosferos galėjo būti ir storesnės, nei šiandieninė Žemės, tačiau ir žvaigždė jaunystėje buvo dar aktyvesnė, nei dabar. Taigi per aštuonis milijardus metų – būtent toks yra žvaigždės amžius – planetos beveik neabejotinai liko visiškai beorės. Rezultatai svarbūs ne tik TRAPPIST-1, bet ir visoms kitoms raudonosioms nykštukėms. Nors kiekviena žvaigždė turi savitumų, bendros tendencijos aiškios, taigi atrodo menkai tikėtina, kad uolinės planetos prie mažų žvaigždžių ilgai išlaikytų atmosferą. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Žvaigždžių greičiais matuojama Galaktikos masė. Kokia yra Paukščių Tako masė? Įprastai atsakymo ieškoma matuojant, kaip greitai žvaigždės skrieja aplink Galaktikos centrą skirtingu atstumu nuo jo. Turint omeny, kad orbitos yra daugmaž apskritiminės, žvaigždės greitis priklauso tik nuo atstumo iki Galaktikos centro ir masės tarp centro ir žvaigždės orbitos. Išmatuodami vis tolimesnių žvaigždžių greičius, galime rasti ir visos Galaktikos masę. Visgi šis metodas turi trūkumų – pavyzdžiui, sudėtinga tuos tolimų žvaigždžių greičius išmatuoti patikimai; be to, visada norėtųsi tą patį dydį išmatuoti ir kitu būdu, kad gauti rezultatai būtų statistiškai patikimesni. Dabar tai padaryta irgi matuojant žvaigždžių greičius, tačiau ne tik sukimosi, o suminius. Metodas šiek tiek primena bandymą išmatuoti kokio nors beorio kūno – tarkime, Mėnulio – masę, ant jo paviršiaus išmetant į viršų saują dulkių. Kai kurios dulkių dalelės įgauna mažesnius greičius ir pakyla žemiau, kitos – didesnius ir aukščiau. Išmatavę dalelių judėjimo greitį ir aukštį, galime apskaičiuoti, kaip stipriai jas traukia Mėnulis, o iš čia – ir masę. Tyrimo autoriai pasitelkė daugiau nei 12 tūkstančių žvaigždžių stebėjimų duomenis. Visos žvaigždės yra 4-11 kiloparsekų atstumu nuo Galaktikos centro (Saulė – 8 kpc atstumu) ir juda bent 300 km/s greičiu – greičiau, nei disko žvaigždės, kurių tipinis greitis siekia 220 km/s. Suskirstę žvaigždes pagal atstumą, jie priderino greičių skirstinio funkcijas ir taip nustatė, kokio greičio žvaigždžių jau tikrai nėra – kitaip tariant, jos pabėgusios iš Galaktikos. Taip apskaičiuotas pabėgimo greičių profilis leido įvertinti ir Galaktikos masę. Ji pasirodė esanti apie 640 milijardų Saulės masių. Šis skaičius – arti mažiausios vertės, leistinos pagal daugumą ankstesnių skaičiavimų. Iš kitos pusės, keli pastaruoju metu atlikti masės vertinimai duoda dar mažesnes vertes. Taigi Paukščių Tako masės įvertinimai ima išsiskirti tarpusavyje. Ar pavyks juos suvienodinti ir kas laukia priešingu atveju, turbūt sužinosime netolimoje Ateityje. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Dirbtinis intelektas tikrina spiečių stabilumą. Žvaigždžių spiečiai yra daugybės žvaigždžių telkiniai, kuriuos riša jų pačių gravitacija. Tokią sistemą galima aprašyti statistinės fizikos dėsniais ir nagrinėti šiek tiek panašiai, kaip dujų debesį. Vienas iš galimų, ir dažnai ieškomų, sprendinių yra nuolatinio būvio būsena – konfigūracija, kurios bendros savybės laikui bėgant nesikeičia. Nors žvaigždės spiečiuje nuolatos juda, nesikeičia nei spiečiaus spindulys, nei žvaigždžių koncentracija skirtingais atstumais nuo centro. Kai kurios iš tokių būsenų yra stabilios – nedideli savybių pokyčiai nesuardo būsenos, o kaip tik paskatina ją grįžti į pusiausvyrą. Kitos, priešingai, yra nestabilios ir bet koks nuokrypis viską suardo. Atskirti vieną nuo kitos įprastai reikia suskaičiuoti sistemos evoliuciją naudojantis skaitmeniniu modeliu, o tai gali ilgai užtrukti. Dabar mokslininkai sukūrė sistemų stabilumą vertinantį dirbtinio intelekto algoritmą. Apmokytas įvairių skaitmeninių modelių rezultatais, algoritmas sugeba nustatyti, kokios konfigūracijos yra stabilios, net 99% tikslumu. Be to, jis tą daro ne tik „paprastoms“, arba klasikinėms, sistemoms, bet ir reliatyvistinėms. Tai gali būti, pavyzdžiui, spiečiai su centre esančia juodąja skyle, kurios gravitacinis potencialas aplink stipriai iškreipia erdvę, arba kompaktiški spiečiai, kuriuose žvaigždės juda labai dideliais greičiais. Iš principo metodą galima pritaikyti ir galaktikoms, bent jau toms, kuriose nykstamai mažai dujų, mat tamsiąją materiją ir žvaigždes galima nagrinėti atsižvelgiant vien į tarpusavio gravitaciją. Algoritmas leis daug greičiau patikrinti galimus spiečių ar galaktikų struktūros modelius ir efektyviau tirti jų evoliuciją. Tyrimo rezultatai publikuojami Classical and Quantum Gravity.

***

Kai dvi galaktikos praskrieja arti viena kitos, tarpusavio trauka ištempia jas į pailgas ar kitaip netvarkingas formas. Bet ne tik ištempia – kai kur dujos gali būti suspaudžiamos ir pradėti formuoti naujas žvaigždes. Čia matome vieną tokią galaktiką – sąveika su kaimyne suformavo jos uodegas, o viršutinėje galime matyti daugybę jaunų žvaigždžių spiečių, kurių kiekviename yra po maždaug milijoną žvaigždžių.

***

Kas lemia galaktikų metalingumą? Galaktikos turi skirtingą kiekį metalų – už helį sunkesnių cheminių elementų. Jau senokai pastebėta, kad metalingumas gerai dera su galaktikos žvaigždžių mase: kuo žvaigždžių daugiau, tuo daugiau ir metalų. Paprastai šis sąryšis aiškinamas tuo, kad daugiau žvaigždžių reiškia daugiau termobranduolinių reakcijų, kuriose metalai ir formuojasi, bei daugiau žvaigždžių mirčių, kurios leidžia metalams pasklisti į aplinką. Tačiau ar tikrai būtent žvaigždžių masė yra svarbiausias veiksnys, o sąryšis tarp jos ir metalingumo – fundamentalus? Atsakymo į šį klausimą mokslininkai nusprendė ieškoti naudodami mašininio mokymo algoritmus. Jie pasinaudojo daugiau nei 3000 aplinkinių galaktikų stebėjimų duomenimis ir išskyrė 148 parametrus, kurie galėtų turėti įtakos metalingumui. Tada panaudojo vadinamąjį atstitiktinio miško algoritmą, kuriuo galima klasifikuoti įvairius duomenų rinkinius. Taip paaiškėjo, kad daugiau nei pusę metalingumo – ar, šiuo atveju, deguonies gausos, kuri naudota kaip patikimesnis susijęs matmuo – skirtumų tarp galaktikų paaiškina ne žvaigždžių masė, o žvaigždžių kuriamas gravitacinis potencialas. Tiesiogiai išmatuoti gravitacinio potencialo neįmanoma, taigi jis prilygintas žvaigždžių masės ir efektinio galaktikos spindulio santykiui. Pati žvaigždžių masė pasirodė tik trečias svarbiausias parametras, atsakingas vos už 5% metalingumo variacijų. Detaliau ištyrę koreliaciją tarp metalingumo ir masės bei spindulio santykio, tyrėjai nustatė, kad geriau metalingumą paaiškina masė, padalinta iš spindulio, pakelto 0,6 laipsniu. Jų teigimu, tokia korekcija greičiausiai padeda atsižvelgti į tamsiosios materijos gravitacinį potencialą. Kodėl metalingumui gali būti svarbus būtent gravitacinis potencialas? Greičiausiai todėl, kad stipresnė gravitacija sukelia spartesnę žvaigždėdarą, o tai reiškia daugiau termobranduolinių reakcijų ir daugiau pagaminamų metalų. Be to, stipresnis gravitacinis potencialas apsunkina dujų pabėgimą iš galaktikos po supernovų sprogimų, tad daugiau praturtintų dujų lieka galaktikoje. Šis rezultatas, kaip ir kiti panašūs tyrimai, padeda patikrinti galaktikų formavimosi modelius, nes modeliai irgi turi atkurti ryšius, kurie atrandami realiuose duomenyse. Tyrimo rezultatai publikuojami Astronomy & Astrophysics.

***

Aktyvūs branduoliai atstumams matuoti. Aktyvūs galaktikų branduoliai – į juodąsias skyles sparčiai krentančių dujų skleidžiama spinduliuotė – gali būti panaudoti matuoti atstumams iki labai tolimų galaktikų. Tą galima padaryti dviem būdais. Pirmasis – sąryšis tarp ultravioletinės spinduliuotės intensyvumo ir plačiųjų linijų regiono spindulio. Pastarasis yra zona juodosios skylės prieigose, paprastai mažiau nei šviesmečio atstumu, kur skraido daug dujų debesų, o dideli jų greičiai išplečia spektro linijas, kurias matome iš Žemės. Plačiųjų linijų regiono dydį galima nustatyti matuojant, kiek laiko užtrunka debesų šviesiui pasikeisti po centrinio regiono prie pat juodosios skylės šviesio pokyčio. Tada, žinodami tikrąjį regiono dydį, galime apskaičiuoti ir ultravioletinę spinduliuotę, o palyginę gautą rezultatą su stebimos spinduliuotės srautu apskaičiuojame atstumą. Antrasis metodas – ultravioletinės ir rentgeno spinduliuotės intensyvumo sąryšis. Šis sąryšis yra netiesinis, kitaip tariant, santykis tarp dviejų intensyvumų priklauso nuo pačių intensyvumų. Taigi išmatavę spinduliuotės srautą dviejuose spektro ruožuose ir apskaičiavę srautų santykį, galime nustatyti, kokia turėtų būti tikroji tiek UV, tiek rentgeno spinduliuotės intensyvumo vertė, o iš čia – ir atstumą iki galaktikos. Galimybė apskaičiuoti atstumus iki aktyvių branduolių – labai naudinga, nes jie dažnai yra pakankamai ryškūs, kad būtų matomi milijardų parsekų atstumu, t.y. per reikšmingą regimosios Visatos dalį. Taigi išmatuotus atstumus galima panaudoti tiek galaktikų savybėms tirti, tiek Visatos plėtimosi spartai įvertinti. Neseniai pastebėta, kad atstumai, nustatyti pirmuoju metodu, visada yra didesni, nei nustatyti antruoju. Dabar mokslininkai nustatė, iš kur atsiranda šis neatitikimas: tarpžvaigždinės dulkės nevienodai sugeria ultravioletinę ir rentgeno spinduliuotę, todėl iškreipia jų sąryšio rezultatus. Tyrime nagrinėtos 59 aktyvios galaktikos. Nei viena jų nesislepia už jokio Paukščių Take esančio dulkių debesies, bet spinduliuotę iškreipti gali tų pačių galaktikų dulkės. Tyrimo autoriai įvertino, kad stebimam atstumų neatitikimui paaiškinti reikia, kad dulkės rentgeno spinduliuotę sugertų 3-30% labiau, nei UV. Tokia sugertis visiškai įmanoma dulkių debesyse pačiose aktyviose galaktikose. Tiesa, skirtumai tarp atstumo įvertinimų gali kilti ir dėl kitų priežasčių, pavyzdžiui matavimo paklaidų. Bet tokie skirtumai įveda atstumų paklaidas į abi puses, t.y. didesnis gali gautis tiek vienas, tiek kitas atstumas. Taigi atsižvelgus į dulkių kuriamą paklaidą, aktyvius branduolius tikrai galima naudoti kosmologiniams (Visatos sudėties) tyrimams, bent jau kai turime jų pakankamai, jog pavienių objektų matavimų paklaidos taptų nereikšmingos. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal.

***

Kada aktyvūs branduoliai skatino žvaigždėdarą? Galaktikos ir jų centrinės juodosios skylės pastaruosius 10 ar daugiau milijardų metų vystėsi praktiškai kartu – santykis tarp jų masių išliko kone visai pastovus. Visatos jaunystėje buvo kitaip: neseniai parodyta, kad tolimiausiose žinomose galaktikose supermasyvių juodųjų skylių masė sudaro žymiai didesnę visos masės dalį, nei aplinkinėse. Kodėl taip nutiko? Gali būti, kad situacija susijusi su juodųjų skylių poveikio galaktikoms pasikeitimu, įvykusiu maždaug Visatai esant milijardo metų amžiaus. Bent jau taip teigia grupė mokslininkų, pateikę išsamią tokio scenarijaus analizę. Pasak jų, naujausius labai tolimų galaktikų atradimus gerai paaiškina scenarijus, pagal kurį pirmosios juodosios skylės sparčiai rijo medžiagą, ryškiai švietė, tačiau jų išpučiamos medžiagos burbulai efektyviai vėsdavo ir tiesiog suspausdavo dujas aplinkoje. Suspaustos dujos žvaigždes formavo lengviau, todėl ir tose galaktikose randama daugiau žvaigždžių, nei tikėtasi. Vėliau, praėjus maždaug milijardui metų, dujos galaktikose ir aplink jas praretėjo tiek, kad tėkmės galėjo plėstis už galaktikos ribų. Taip tėkmės ėmė slopinti tolesnę žvaigždėdarą ir užfiksavo juodosios skylės bei galaktikos žvaigždžių masės santykį. Perėjimas nuo skatinančių prie slopinančių tėkmių greičiausiai įvyko visose galaktikose labai panašiu metu. Pagal šį modelį, ankstyviausios galaktikos turėtų turėti galingus aktyvius branduolius, tačiau beveik visą jų spinduliuotę sugertų dujos ir dulkės galaktinėje aplinkoje. Patikrinti, ar branduoliai tikrai egzistavo taip seniai, bus galima radijo bangų ruožo stebėjimais. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal Letters.

***

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

Laiqualasse