Namuose besikaupiančios dulkės erzina, o kaip kosmose? Ten jų reikšmė – dvejopa. Viena vertus, jos sugeria dalį spinduliuotės, ypač regimųjų ir ultravioletinių spindulių ruože, ir trukdo stebėti žvaigždes, radijo spinduliuotės šaltinius ir kitus objektus ar reiškinius. Įvertinti jų poveikį padės naujas labai detalus trimatis jų pasiskirstymo erdvėlapis. Kita vertus, dulkės svarbios planetų formavimosi procesui – dabar išsiaiškinta, kad jų augimas protoplanetiniuose diskuose gali būti labai efektyvus, nes du augimo būdai spartina vienas kitą. Dulkės – tiesa, tarpplanetinės, o ne tarpžvaigždinės, – galbūt prisidėjo net ir prie gyvybės atsiradimo, bent jau Žemėje. Kitose naujienose – realaus laiko kosminių orų prognozė, Paukščių Tako struktūros analizė remiantis pulsarų stebėjimais ir Visatos rejonizacijos matavimai. Gero skaitymo!
***

Kosminės dulkės padėjo atsirasti gyvybei. Gyvybės atsiradimui Žemėj reikėjo daugybės įvairių sėkmingų žingsnių. Vienas pagrindinių iš jų buvo cheminių reakcijų tinklo susidarymas, leidęs atsirasti vis sudėtingesnėms molekulėms. Tinklui, savo ruožtu, reikėjo įvairių pirminių junginių, pavyzdžiui cukrų ir aminorūgščių. Pirmykštėje Žemėje jų nebuvo – paviršiaus sąlygos nebuvo tinkamos jiems formuotis ar ilgai išlikti. Tad iš kur jie atsirado? Neabejojama, kad nukrito iš dangaus, t.y. iš kosmoso. Paprastai turimi omeny asteroidai ir kometos, kuriuose tikrai randama įvairių sudėtingų molekulių. Iš kitos pusės, krisdami jie įkaista, o smūgio į paviršių metu – dar labiau, taigi molekulėms išgyventi kelionę iš kosmoso į Žemę sudėtinga. Naujame darbe nagrinėjama hipotezė, kad molekulių šaltinis gali būti kosminės dulkės. Šiais laikais būtent kosminės dulkės yra pagrindinis nežemiškos medžiagos šaltinis Žemės paviršiuje; greičiausiai taip buvo ir Žemės jaunystėje, nors asteroidų ir kometų smūgių tada būta daug daugiau. Dulkės susidaro byrant tiems patiems asteroidams ir kometoms, taigi jose irgi esama sudėtingų molekulių. Įprastai, kalbant apie prebiotinius cheminių reakcijų tinklus, dulkės ignoruojamos, nes jos paskleidžia molekules plačiame plote, tad reikšmingai nepakelia jų koncentracijos. Bet naujojo tyrimo autoriai atkreipė dėmesį, kad dulkės Žemės paviršiuje irgi gali koncentruotis: nuosėdiniai procesai, tokie kaip upių tekėjimas ar ledo formavimasis bei tirpimas, gali sutelkti dulkes iš didelio regiono į vieną vietą. Apskaičiavę, kiek dulkių galėjo kristi į Žemę ankstyvaisiais jos gyvenimo laikais ir kaip sparčiai tada galėjo veikti telkimo procesai, jie nustatė, kad pirmuosius kelis šimtus milijonų metų po Mėnulio susiformavimo Žemės ledynuose kosminės dulkės galėjo sudaryti 20-80% nuosėdinių medžiagų. Mėnulio susiformavimas atskaitos tašku parinktas todėl, kad jį formavęs smūgis greičiausiai išlydė visą planetos paviršių, taigi ir bet kokias ten buvusias organines molekules. Bendras dulkių kiekis, pasiekiantis Žemę, galėjo būti šimtus ar net tūkstančius kartų didesnis, nei šiandien – šimtai tūkstančių tonų per metus. Tokio kiekio, ypač sukaupto specifiniuose regionuose, tikrai galėjo pakakti prebiotiniams tinklams suformuoti. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Astronomy.

***

Realaus laiko kosminių orų prognozė. Saulės vėjas, pasiekęs Žemės magnetosferą, sukelia įvairių reiškinių, kurie bendrai vadinami kosminiais orais. Silpnesni kosminių orų pasireiškimai yra pašvaistės, stipresni gali sukelti radijo ryšio trikdžius, išvesti iš rikiuotės palydovus ir panašiai pakenkti žmonėms bei technologijai. Natūralu, kad norėtume kuo geriau prognozuoti šiuos reiškinius, bet iki šiol Saulės vėjo ir magnetosferos sąveikai tyrinėti reikėjo skaitmeninių modelių, kuriuos įmanoma skaičiuoti tik superkompiuteriuose ir tai gana lėtai. Dabar mokslininkai sukūrė mašininio mokymo algoritmais paremtą metodą, kuris leis vieną kosmoso orų aspektą – elektros sroves pašvaistėse – modeliuoti realiu laiku. Metodas remiasi mašininio mokymo algoritmu, vadinamu aido būsenos tinklu (angl. Echo state network), kuris labai gerai išmoksta ir atkuria sudėtingas duomenų variacijas laike. Tinklo apmokymui tyrėjai pasinaudojo sudėtingo fizikinio kosmoso orų modelio REPPU rezultatais. Taip jie išmokė tinklą susieti Saulės vėjo savybių pokyčius laike su pašvaistės regiono elektros srovių savybėmis ir pokyčiais laike. Jiems pavyko pasiekti, kad tinklas prognozuotų pokyčius penkių minučių intervalais, su vieno laipsnio skyra platumos bei 4,5 laipsnio ilgumos kryptimi. To pakanka, kad būtų galima sekti esminius kosmoso orų reiškinius ir informuoti žmones, kuriems tai aktualu – nuo poliarinių sričių gyventojų iki palydovų valdytojų. Tinklas veikia maždaug milijoną kartų greičiau, nei REPPU modelis, taigi prognozes galima gauti realiu laiku, vos tik palydovų gaunami duomenys apie Saulės vėjo pokyčius perduodami į Žemę. Tyrimo rezultatai publikuojami Space Weather.

***

DART smūgis performavo Dimorfą. Prieš pusantrų metų NASA zondas DART atsitrenkė į asteroidą Dimorfą, kuris skrieja maždaug dvylikos valandų orbita aplink didesnį Didymą. Dimorfo orbitos periodas sutrumpėjo maždaug pusvalandžiu – daugiau, nei buvo prognozuojama. Mokslininkai ilgai nagrinėjo to priežastis, o dabar paskelbtame straipsnyje pristatomas modelis, geriausiai paaiškinantis visas smūgio pasekmes. Jos apima ne tik asteroido orbitos pokytį, bet ir smūgio išmestos medžiagos kiekį bei geometriją. Visa tai priklauso nuo asteroido tankio, tvirtumo ir stambių uolienų kiekio paviršiuje bei negiliai po juo. Geriausio modelio parametrai primena gausiai ištirtų asteroidų Ryugu ir Bennu savybes: tankis vos 2,4 karto didesnis nei vandens, labai menkas dalelių tarpusavio sukibimo tvirtumas, o dideli rieduliai užima ne daugiau nei 40% paviršiaus tūrio. Taigi Dimorfas irgi yra „nuolaužų krūvos“ tipo asteroidas. Greičiausiai jis susidarė iš medžiagos, kurią sukdamasis nusimetė Didymas: dalis jos nukrito atgal į didesnįjį asteroidą, dalis pabėgo tolyn, o dalis susijungė į palydovą. Modelio rezultatai prognozuoja, kad DART smūgis išmetė tiek medžiagos, jog krisdama atgal ant paviršiaus ji praktiškai užmaskavo kraterį. Taigi kitąmet prie Dimorfo nuskrisiantis ESA zondas Hera gali pamatyti ne asteroidą su nauju krateriu, o visiškai performuotą kūną, skriejantį truputį pakitusia orbita aplink Didymą. Šios žinios, kaip ir viskas susiję su DART eksperimentu, bus nepamainomos planuojant Žemės apsaugojimo nuo pavojingų asteroidų metodiką. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Astronomy.

***

Marso gyvybė – iš formaldehido? Jauname Marse aplinkos sąlygos buvo, atrodytų, gana draugiškos gyvybei: atmosfera, vanduo, net ir temperatūra tinkama. Tačiau ar galėjo ten susiformuoti sudėtingos molekulės? Naujame tyrime pristatoma viena galimybė: formaldehido formavimasis Marso vandenynuose. Formaldehidas yra paprasta organinė molekulė, kurią sudaro du vandenilio bei po vieną anglies ir deguonies atomai; ji dalyvauja daugybėje reakcijų ir veikia kaip aminorūgščių, cukrų ir kitų sudėtingesnių molekulių pradmuo. Tyrimo autoriai išnagrinėjo formaldehido formavimosi galimybes jauname Marse, pasitelkę vienmatį fotocheminį skaitmeninį modelį. Modelyje padaryta prielaida apie Marso atmosferos sudėtį: pagrindinė sudedamoji dalis – anglies dvideginis, taip pat yra vandenilio ir anglies monoksido. Pastarąsias dujas išmeta ugnikalniai, kurių jauname Marse netrūko. Gautas rezultatas – veikiami Saulės spindulių, vandenilis ir vandens garai skyla į vandenilio atomus, o anglies dvideginis – į anglies monoksidą, taigi šių dalelių atmosferoje apstu; nuskendę vandenyne, jie jungiasi ir efektyviai formuoja formaldehido molekules, o šios vėliau gali formuoti tiek aminorūgštis, tiek cukrus, tokius, kaip ribozė. Apskaičiuota molekulių formavimosi sparta gali paaiškinti šiandieninius organinių medžiagų atradimus Marso paviršiuje. Modelis taip pat prognozuoja specifinį įvairių izotopų – elementų atmainų su skirtingu neutronų skaičiumi branduolyje – santykį molekulėse, kuris priklauso nuo jų formavimosi mechanizmo. Detalesni Marso paviršiaus mėginių tyrimai suteiks ir šiuos duomenis, taip bus galima patikrinti modelio rezultatus. Taip žengsime dar vieną žingsnį arčiau atsakymo, ar Raudonojoje planetoje kadaise egzistavo gyvybė. Tyrimo rezultatai publikuojami Scientific Reports.

***

Planetų augimas – gana efektyvus. Planetos auga protoplanetiniuose diskuose, kur esančios dulkės ima kibti tarpusavyje ir formuoja vis didesnius darinius, kurie galiausiai ima jungtis dėl savo gravitacijos. Proceso eiga nuo mikrometrinių dulkelių iki kilometrinių planetesimalių nėra iki galo aiški. Pagrindiniai siūlomi scenarijai yra du: koaguliacija ir srautinis nestabilumas. Koaguliacija yra dulkių lipimas į vis didesnes, šioms susiduriant nedideliais greičiais. Srautinis nestabilumas kyla dėl pasipriešinimo jėgos, kurią jaučia dulkelės dujų diske; lėtėdamos jos gali „nusitempti“ ir kitas, taip suformuoti sankaupą, kurioje esančios dulkės gali susijungti į didelį vientisą darinį. Dabar, remdamiesi skaitmeniniais modeliais, mokslininkai padarė išvadą, kad abu procesai gali vykti vienu metu; ir ne tik vykti, o netgi padėti vienas kitam. Tyrėjai sumodeliavo dulkių augimą protoplanetiniame diske, pritaikę įvairias prielaidas apie jų tarpusavio kibumą ir kitus netiksliai žinomus faktorius. Visais atvejais, įtraukus tiek koaguliacijos, tiek srautinio nestabilumo galimybes, dulkės augti imdavo greičiau. Paaiškinimas – gana paprastas: kai dulkelės sukimba į didesnes, jos gali efektyviau stabdyti srautus ir sustiprinti telkimąsi į sankaupas, o susitelkusios į sankaupas dulkės juda mažesniais greičiais vienos kitų atžvilgiu, kas palengvina sukibimą. Šis atradimas gali būti svarbus žingsnis paaiškinant, kaip protoplanetiniuose diskuose atsiranda kilometro dydžio objektai. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal.

***

Masyvios žvaigždės garina protoplanetinius diskus. Planetos daugiausiai formuojasi prie mažų žvaigždžių; didelės įsižiebia taip anksti ir šviečia taip ryškiai, kad protoplanetinis diskas dažnai išgaruoja nespėjus planetoms užaugti. Tačiau žvaigždės gimsta ne pavienės, o įvairaus dydžio grupėse. Kiekvienoje grupėje esama visokių žvaigždžių, tiek mažų, tiek didelių. Taigi bent kai kuriuos protoplanetinius diskus prie mažų žvaigždžių apšviečia energinga kaimynių spinduliuotė. Skaitmeniniai modeliai prognozuoja, kad ši spinduliuotė turėtų garinti diskų paviršių ir trukdyti planetoms formuotis. Dabar pirmą kartą tokia situacija aptikta realybėje. Jauna žvaigždė d203-506 yra Oriono ūke, viename iš artimiausių Žemei žvaigždėdaros regionų. Netoli jos yra net keletas jaunų masyvių žvaigždžių. James Webb ir ALMA teleskopais atlikti stebėjimai parodė, kad nuo d203-506 disko paviršiaus sklinda spinduliuotė, kurią sukurti gali tik garuojančios molekulės. Taigi ultravioletinių spindulių fonas tikrai garina protoplanetinį diską. Apskaičiavę garavimo spartą tyrėjai nustatė, kad visas diskas greičiausiai išnyks per mažiau nei milijoną metų – apie dešimt kartų sparčiau, nei išoriškai nepaveikti diskai. Šio disko gyvavimo trukmės nepakaks, kad jame išaugtų dujinės planetos, kaip Jupiteris. Mažesnės, uolinės planetos gali spėti užaugti. Šie rezultatai rodo, kad bent dalis planetinių sistemų augimui turi labai mažai laiko ir gali paaiškinti kai kurias neįprastas planetų sistemas, pavyzdžiui TRAPPIST-1. Tyrimo rezultatai publikuojami Science.

***

Dulkių Saulės aplinkoje erdvėlapis. Tarpžvaigždinės dulkės sudaro apie 1% visos tarpžvaigždinės medžiagos, tačiau atspindi apie 30% infraraudonosios spinduliuotės, o regimųjų ir ultravioletinių spindulių – dar daugiau. Taigi kosminių dulkių tyrimai naudingi dėl dviejų priežasčių: viena vertus, taip sužinome, kiek iškreipta skirtingose dangaus vietose matomų tolimesnių žvaigždžių spinduliuotė; kita vertus, dulkių telkiniai atitinka ir tankių dujų telkinius, taigi sužinome, kur formuojasi arba netrukus formuosis naujos žvaigždės. Dabar pristatytas detaliausias trimatis dujų pasiskirstymo erdvėlapis, apimantis regioną iki 1250 parsekų nuo Saulės. Erdvėlapiui sudaryti mokslininkai pasinaudojo Gaia teleskopo duomenimis. Šis prietaisas labai tiksliai fiksuoja daugybės žvaigždžių padėtis, o žvaigždžių fotometriniai ir spektroskopiniai matavimai leidžia apskaičiuoti, kiek dulkių yra tarp žvaigždės ir mūsų. Pasinaudoję 54 milijonų žvaigždžių duomenimis, tyrėjai sukūrė erdvėlapį, kurio skyra dangaus skliaute siekia 14 lanko minučių (tai atitinka maždaug penkis parsekus ties tolimuoju erdvėlapio kraštu arba 0,005 parseko ties artimiausiomis Saulei žvaigždėmis), o radialine kryptimi skyra yra maždaug vieno parseko. Taip pavyko nustatyti ne tik pagrindinių tarpžvaigždinių debesų padėtis erdvėje, bet ir išskirti nemažą dalį jų vidinės struktūros. Šie rezultatai pasitarnaus tiek stengiantis geriau suprasti debesų evoliuciją, įskaitant žvaigždžių formavimąsi, tiek Galaktikos struktūros analizei, tiek daugybės žvaigždžių stebėjimų interpretacijai. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Pulsarai parodo Galaktikos struktūrą. Pulsarais vadinamos neutroninės žvaigždės, kurios ypatingai greitai sukasi aplink savo ašį. Jų spinduliuotė, sklindanti daugiausiai išilgai magnetinės ašies, apšviečia vis kitą dangaus vietą, panašiai kaip švyturio signalas. Jei kartais spinduliai nukrypsta į Žemę, matome žybsnius – pulsacijas – kurie atsikartoja ypatingai periodiškai. Dar prieš kelis dešimtmečius pulsarų žybsniai buvo tikslesni laikrodžiai už atominius. Jei pulsaras yra dvinarėje sistemoje, atsiranda dar vienas „laikrodis“ – orbitos periodas, kurį galima išmatuoti pagal pulsaro žybsnių atėjimo laiko variacijas. Pulsaro sukimosi periodas laikui bėgant kinta dėl magnetinių reiškinių, kurių iki galo nesuprantame, tačiau orbitos periodas keičiasi tik dėl gerai suprantamo reliatyvistinio efekto – gravitacinių bangų išspinduliavimo. Tai leidžia dvinarius pulsarus panaudoti Galaktikos gravitacinio lauko matavimui: laikui bėgant kinta jų judėjimo greitis, todėl keičiasi ir signalų atsklidimo laikas, o tą galime išmatuoti. Šis metodas dabar pritaikytas Paukščių Tako formai išmatuoti. Pasitelkę pulsarų signalų matavimų tinklo NANOGrav duomenis, tyrimo autoriai išmatavo 26 dvinarių pulsarų judėjimo pagreičius stebėjimo kryptimi – mūsų link arba tolyn nuo mūsų. Šie pagreičiai mažyčiai, tesiekia keletą centimetrų per sekundę per dešimtmetį; būtent todėl tik dvinarių pulsarų duomenys yra pakankamai tikslūs, kad būtų galima juos išmatuoti. Daugelis gautų rezultatų sutapo su anksčiau gautais naudojant Gaia duomenis apie žvaigždžių judėjimą: Saulės aplinkoje medžiagos tankis siekia apie vieną Saulės masę 16-oje kubinių parsekų, o tamsiosios materijos tankis yra nykstamai mažas, palyginus su žvaigždžių ir dujų tankiu. Kita vertus, arčiau Galaktikos centro esančių pulsarų pagreičiai dažniausiai išmatuoti didesni, nei būtų prognozuojama pagal ankstesnį geriausią Galaktikos modelį; o toliau nuo centro esančių, priešingai, – mažesni. Tai gali reikšti, kad Saulė tolsta nuo Galaktikos centro šiek tiek greitėdama, arba kad Galaktika yra šiek tiek nesimetriška abipus linijos, jungiančios Saulę su centru. Bet kuriuo atveju pulsarų pagreičių matavimas atskleidžia Galaktikos struktūros duomenis, kurie buvo nematomi ankstesniais matavimais. Tyrėjai tikisi, kad pridėjus daugiau pulsarų duomenų pavyks dar labiau detalizuoti Paukščių Tako struktūros netolygumus. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Ant Tauro ir Vežėjo žvaigždynų ribos plyti ūkas, žinomas kaip Sharpless 2-240 arba Simeis 147. Dar jis vadinamas Spagečių ūku dėl susirangiusių gijų, kurios šiek tiek primena makaronų gniužulą. Jei galėtume ūką įžiūrėti plika akimi, jis būtų šešis kartus didesnis už Mėnulio pilnatį – tikrai įspūdingas reginys nakties danguje. Deja, kaip ir kiti įspūdingi kosmoso dariniai, Simeis 147 yra pernelyg blausus. Jis susidarė, kai prieš maždaug 40 tūkstančių metų sprogo supernova. Ūko centre aptikta ir neutroninė žvaigždė, likusi iš sprogusios žvaigždės.

***

Modelių palyginimas atskleidžia galaktikų augimą. Daugelį astronominių reiškinių tyrinėti padeda skaitmeniniai modeliai – jie leidžia nagrinėti procesus, kurie trunka milijonus ar milijardus metų. Deja, modeliai neišvengia trūkumų: jų rezultatai priklauso nuo įvairių pasirinktų algoritmų ir fizikos dėsnių aprašymų. Taigi skirtingi skaitmeniniai modeliai, nagrinėjantys tą patį klausimą, gali duoti skirtingus atsakymus. Pastaruosius aštuonerius metus didžiulė grupė mokslininkų, atstovaujančių visas pagrindines kosmologinių skaitmeninių modelių tyrėjų grupes, vykdo projektą AGORA, kurio tikslas – palyginti kosmologinių modelių rezultatus, gaunamus skirtingais kodais, tiek tarpusavyje, tiek su stebėjimais. Dabar paskelbti net trys AGORA projekto straipsniai, kuriuose nagrinėjamas į Paukščių Taką panašios galaktikos augimas. Net aštuoniais skirtingais kodais buvo suskaičiuotas modelis su identiškomis pradinėmis sąlygomis (medžiagos pasiskirstymu skaičiavimų pradžioje, dar prieš pirmųjų žvaigždžių įsižiebimą Visatoje) ir identiškomis prielaidomis apie įvairius ne iki galo žinomus procesus. Daugiau nei 100 milijonų kompiuterių skaičiavimo valandų pareikalavęs projektas davė aiškų atsakymą, kuriuos galaktikų parametrus modeliai atkuria vienodai ir gerai, o kuriuos – prastai. Pavyzdžiui, galaktikos augimo istorija, žvaigždžių ir tamsiosios materijos masių santykis, už helį sunkesnių elementų gausa bei šios gausos svyravimai skirtingu atstumu nuo galaktikos centro atkurti daugiau mažiau gerai. Iš kitos pusės, aplinkgalaktinės medžiagos savybės tarp kodų rezultatų gerokai skiriasi. Skirtumų priežastis – žvaigždžių grįžtamojo ryšio įtraukimas, kuris kiekviename kode vis kitoks. Dar konkrečiau, pagrindinį galaktikų savybių skirtumą lemia gravitacinių sąveikų skaičiavimas ir dalelių judėjimas laikui bėgant. Nežinodami, kuris iš modelių geriausiai atitinka stebėjimus, tyrėjai apsiribojo nedarydami stiprių išvadų iš šių rezultatų. Visgi jų teigimu aplinkgalaktinė medžiaga gali būti puikus „detektorius“, leisiantis ištirti skirtingų žvaigždėdaros grįžtamojo ryšio algoritmų rezultatus. Kitas įdomus rezultatas – modeliuose, kuriuose įtraukta įprasta materija, tamsiosios materijos halai yra mažesni, nei modeliuose, kuriuose sekamas tik tamsiosios materijos judėjimas. Taigi galaktika, kurios žvaigždžių masė lygi Paukščių Tako, turėtų turėti gerokai mažiau palydovų, nei analogiškas halas vien tamsiosios materijos modelyje. Šis rezultatas išsprendžia „trūkstamų palydovų“ problemą, kuri ilgą laiką buvo laikoma peiliu standartiniam struktūrų formavimosi VIsatoje modeliui. Daugiau apie AGORA projektą skaitykite tinklalapyje. Visus tris straipsnius rasite arXiv: apie galaktikos augimą, apie palydovines galaktikas, apie aplinkgalaktinę medžiagą.

***

Visatą rejonizavo mažos galaktikos. Per pirmą milijardą metų po Didžiojo sprogimo Visata patyrė keletą svarbių virsmų. Pradžioje visa medžiaga buvo jonizuota, praėjus 380 tūkstančių metų rekombinavo į neutralią, o dar po maždaug 600-800 milijonų metų – vėl buvo jonizuota. Šis etapas, vadinamas Rejonizacijos epocha, truko kelis šimtus milijonų metų nuo pirmųjų galaktikų atsiradimo. Kol kas neturime vienareikšmio atsakymo į klausimą, kurios galaktikos daugiausiai prisidėjo prie rejonizacijos. Tikėtini kaltininkai yra trys: kvazarai, masyvios žvaigždes formuojančios galaktikos bei mažos galaktikos. Kvazarai patrauklūs tuo, kad kuria labai daug jonizuojančių fotonų, o aukštas šviesis turėtų padėti jiems pabėgti į tarpgalaktinę erdvę. Masyvios galaktikos irgi stipriai šviečia, o žvaigždžių vėjai ir supernovų sprogimai turėtų pravalyti kelią fotonams. Mažos galaktikos šių privalumų neturi, tačiau nedidelė jų masė reiškia, kad dujas lengviau išstumdyti, o fotonams – išskristi lauk. Be to, jų turėtų būti daugiau, nei masyvių galaktikų. Naujame tyrime atskleista, kad būtent mažosios galaktikos greičiausiai turėjo didžiausią įtaką rejonizacijos procesui. Tyrėjai išnagrinėjo James Webb teleskopu darytus stebėjimus, kuriuose matomas galaktikų spiečius Abell 2744. Jo gravitacija iškreipia tolimesnių galaktikų šviesą ir padidina jų atvaizdus. Būtent tai leido už spiečiaus aptikti net aštuonias nykštukines galaktikas, kurių tipinis šviesis tesiekia 0,5-3% Paukščių Tako šviesio. Visų jų šviesa iki mūsų keliavo daugiau nei 13 milijardų metų, taigi buvo išspinduliuota būtent Rejonizacijos epochos metu. Tokiame nedideliame dangaus plote rasti aštuonias galaktikas – netikėta; tai rodo, kad tokių galaktikų jaunoje Visatoje greičiausiai buvo daug. Bendras jų generuojamų jonizuojančių fotonų srautas net keturis kartus viršija ankstesnes prognozes. Tokio srauto visiškai užtektų jonizuoti visai tarpgalaktinei erdvei, net jei iš galaktikos sėkmingai ištrūksta vos 5% visų fotonų. Tyrėjai artimiausiu metu ketina nukreipti James Webb į kitą, didesnį galaktikų spiečių, kurio gravitacija leis pamatyti dar blausesnes galaktikas ir patikslinti, ar tikrai mažųjų galaktikų buvo tiek daug. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature.

***

Ar Visata yra begalinė? Galbūt taip, galbūt ne. Bet jei ne begalinė, tai turi turėti kraštą, ar ne? Nebūtinai. Apie šias galimybes ir neintuityvias Visatos savybes pasakoja Kurzgesagt:

***

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

Laiqualasse