Nors nakties dangus gali atrodyti nekintantis, iš tiesų kosmose niekas nestovi vietoje ir neišlieka nepakitęs: objektai skyla, auga ir kitaip vystosi. Aišku, dažniausiai tai vyksta gerokai ilgesnėmis laiko skalėmis, nei mes pajėgiame suvokti. Pavyzdžiui, rudosios nykštukės: su žvaigždėmis palyginus mažyčiai dariniai, kurie visgi auga panašiai, kaip ir didesnieji analogai. Arba pirmykščiai dujų debesys, kurie, nors ir neturėdami sunkių cheminių elementų, leidžiančių efektyviai vėsti, vis tiek byrėjo į fragmentus – tai paaiškina pirmųjų žvaigždžių masių pasiskirstymą. O Paukščių Tako ir kitų galaktikų centruose skrajojančios žvaigždės per gyvenimą gali susidurti tarpusavyje – taip gali atsirasti ir neįprastai masyvių, ir neįprastai mažų žvaigždžių. Kitose naujienose – Mėnulio formavimosi chronologijos tobulinimas, planetų-vienišių kilmės modeliai ir tamsiosios materijos susidūrimai neutroninėse žvaigždėse. Gero skaitymo!

***

Šiandien JAV įvyko pilnas Saulės užtemimas. Praeityje užtemimai padėjo suprasti Žemės ir Mėnulio formą, Mėnulio orbitą aplink Žemę ir Mėnulio bei Saulės dydžius. Apie šiuos atradimus pasakoja PBS Space Time:

***

Nauja laiko sistema Mėnuliui. Kai prieš pusšimtį metų Mėnulyje lankėsi JAV astronautai, jie naudojo paprastus „žemiškus“ laikrodžius. Kitoms, robotinėms, Mėnulio misijoms irgi pakako tikslumo matuojant laiką pagal Universaliąją laiko matavimo sistemą (UTC). Tačiau iš tiesų Mėnulio paviršiuje laikas eina kiek greičiau – per parą žemiškas laikrodis atsiliktų beveik 60 mikrosekundžių. Tokio lygio neatitikimai tampa svarbūs, kai kalba pasisuka apie GPS palydovų sistemos analogą Mėnuliui ir kitas ypatingo tikslumo reikalaujančias užduotis. Kai žmonės grįš į Mėnulį, tokių užduočių greičiausiai prireiks. Be to, ilgesnio žmonių buvimo Mėnulyje metu bus svarbu nepasimesti ir kalbantis apie laiką skirtingose Mėnulio vietose bei Mėnulio dienos (kuri trunka apie dvi Žemės savaites) trukmę. Taigi JAV Prezidento administracija pavedė NASAi, bendradarbiaujant su tarptautiniais partneriais, sukurti laiko matavimo sistemą, tinkamą Mėnuliui. Pernai panašų pareiškimą padarė Europos kosmoso agentūra. Marsui pritaikyta laiko skaičiavimo sistema naudojama nuo 1955 metų, gerokai anksčiau, nei pro planetą praskrido pirmasis žmonių zondas. Aišku, Marsui tokia sistema reikalingesnė: para ten trunka 37 minutėmis ilgiau, nei Žemėje, o metai – beveik dvejus Žemės metus, taigi žemiškų vienetų naudojimas greitai privestų prie painiavos. Gali būti, kad kuriant Mėnulio laiko sistemą bus remiamasi Marso sistemos kūrimo patirtimi, įvedamas paros apibrėžimas ir sudalinimai, kurie ir atitiktų astronominę realybę, ir būtų patogūs naudoti. Bet kuriuo atveju, spėlioti ilgai neteks: pradinį sistemos planą NASA turėtų pateikti šiemet, o galutinę implementaciją – iki 2026-ųjų pabaigos.

***

Ankstyvas Mėnulio formavimasis. Kaip atsirado Mėnulis, daugmaž žinome: į jauną Žemę trenkėsi maždaug Marso dydžio kūnas Tėja, o susidūrimo metu išmesta medžiaga suformavo palydovą. Kada tiksliai tai įvyko, pasakyti sunkiau. Keli analizės metodai duoda skirtingus rezultatus. Pavyzdžiui, analizuojant planetų orbitų evoliuciją nustatoma, kad smūgis turėjo įvykti 37-62 milijonai metų po Žemės susiformavimo; jei jį sukėlusi Jupiterio migracija būtų vykusi vėliau, būtų destabilizuotos ir vidinių planetų orbitos. Modeliai rodo, kad Mėnuliui sustingti po šio smūgio reikėjo apie 10 milijonų metų. Panašų rezultatą – Mėnulio susiformavimą maždaug 50 milijonų metų po Žemės – duoda ir uolienų datavimo analizė, paremta radioaktyvaus hafnio skilimo į volframą matavimais. Iš kitos pusės, seniausios žinomos Mėnulio uolienos datuojamos daugiau nei 200 milijonų metų po Žemės atsiradimo; beje, panašaus amžiaus yra ir seniausios žinomos Žemės plutos uolienos. Kaip suderinti šiuos skaičius? Grupė mokslininkų siūlo paaiškinimą: Mėnulis susiformavo anksti, tačiau kurį laiką negalėjo sustingti dėl sąveikų su Žeme. Tik susiformavęs Mėnulis buvo gerokai arčiau Žemės, nutolęs maždaug per tris Žemės spindulius, arba 20 tūkstančių kilometrų. Jis po truputį tolo, tačiau tyrimo autoriai apskaičiavo, kad judėdamas greičiausiai pateko į įvairius rezonansus, kai Mėnulio orbitos periodas sutapo su Žemės sukimusi aplink savo ašį ar kuriais nors kitais orbitos parametrais. Tokia sąveika galėjo kuriam laikui labai padidinti Mėnulio orbitos elipsiškumą. Judėdamas pailga orbita, Mėnulis stipriai kaistų dėl Žemės gravitacijos sukeliamo gniuždymo ir tempimo. Panašiai dabar vyksta Jupiterio palydovuose – Ijo Jupiteris įkaitina tiek, kad ten veržiasi ugnikalniai, Europoje palaiko skystą popaviršinį vandenyną. Žemės gravitacija Mėnulį galėjo kaitinti tiek, kad jo paviršių dengtų vientisas magmos okeanas. Mėnulio gravitacija tą patį galėjo padaryti Žemės paviršiui. Rezonansą kūnai paliko maždaug 190 milijonų metų po Žemės susiformavimo, arba apie 140 milijonų metų po Mėnulio susiformavimo. Tada pradėjo formuotis pluta ir tos uolienos, kurias randame dabar, bet procesas užtruko dar 10-20 milijonų metų. Plutos stingimui trukdė ir meteoritų smūgiai, kurių tuo metu vyko daug daugiau, nei šiais laikais. Naująjį scenarijų patikrinti padės didesni Mėnulio uolienų kiekiai, pargabenti ir ištirti Žemės laboratorijose: jei paaiškėtų, kad esama ir senesnių Mėnulio plutos uolienų, šis modelis bus falsifikuotas. Tyrimo rezultatai pristatyti Mėnulio ir planetų mokslo konferencijoje.

***

Saulės užtemimo metu kuriam laikui nušvinta jos vainikas. Aišku, paties vainiko šviesumas nepasikeičia, bet Mėnuliui uždengus Saulės diską, galime įžiūrėti gerokai blausesnę spinduliuotę aplink jį. Vainiką sudaro karšta ir reta plazma, kurios struktūras formuojas Saulės magnetinis laukas. Skirtingu metu tos struktūros gali labai skirtis, ką gerai matome šioje nuotraukoje. Tai yra montažas iš dviejų kadrų, darytų per 2017 metų užtemimą JAV ir 2023 metais Australijoje. Abiejų vainikų nuotraukos „išvyniotos“ į tieses; pirmojo padėta apačioje, antrojo – viršuje. Pirmasis užtemimas vyko netoli Saulės aktyvumo minimumo, tad ir vainikas tvarkingesnis, o ryškių gijų – nedaug; antrojo užtemimo metu Saulė artėjo prie maksimumo, taigi ir vainike matome daugiau struktūrų, ryškių gijų ir panašių detalių.

***

Vaivorykštinis vainikas egzoplanetoje. Jei stovite kur nors ant kalno ir žiūrite į debesis, o Saulė – jums už nugaros, galite išvysti reiškinį, vadinamą vainiku: vaivorykštinį halą aplink tašką, tiksliai priešingą Saulės padėčiai. Tiesa, nors kartais vainikai nušvinta vaivorykštės spalvomis, jie kyla dėl kiek kitokio reiškinio: ne dėl spindulių sklaidos vandens lašeliuose, o dėl difrakcijos sklindant šalia jų. Dažnai tokie vainikai matomi skrendant lėktuvu, juosiantys lėktuvo šešėlį ant debesų. Iki šiol, neskaitant Žemės, vainikas buvo užfiksuotas tik Veneroje. O dabar toks reiškinys greičiausiai aptiktas ir egzoplanetoje. Tokią išvadą mokslininkai gavo nagrinėdami naujus gausius duomenis apie planetos WASP-76 b tranzitus (praskridimus prieš žvaigždę) ir okultacijas (pasislėpimus už žvaigždės). 2013 metais aptikta planeta, nuo mūsų nutolusi beveik 200 parsekų, aplink savo žvaigždę vieną ratą apsuka per mažiau nei dvi Žemės paras. Ji yra potvyniškai prirakinta – viena planetos pusė nuolat atsukta į žvaigždę, kaip Mėnulis į Žemę. Jos dieninė pusė pasiekia 2400 laipsnių karštį, ten garuoja geležis, o naktinėje pusėje kondensuojasi ir lyja kaip lietus. Tačiau mokslininkų dėmesį patraukė kita planetos savybė – jos pjautuvai, kitaip tariant, disko pakraščiai, apšviesti žvaigždės prieš pat tranzitą ir iškart po jo, yra nesimetriški: vienas šviesesnis už kitą. Tiesa, skirtumas pastebimas tik regimųjų spindulių spektre, o ne infraraudonuosiuose spinduliuose. Naujieji stebėjimai buvo skirti būtent šio reiškinio paaiškinimo paieškoms. Surinkę 23 tranzitų ir okultacijų, nutikusių per trejus metus, duomenis, mokslininkai apskaičiavo, kad viena planetos pusė yra šiek tiek – maždaug 40 dalių milijone – šviesesnė, nei kita. Turint omeny, kad skirtumas matomas ilgą laiką, tai negali būti atspindžiai nuo debesų struktūrų. Taip pat tai negali būti planetos nuotolio nuo žvaigždės sukeltas skirtumas: tie patys duomenys leido įvertinti, jog planetos orbita yra ypatingai apskrita, didžiausias ir mažiausias nuotoliai skiriasi ne daugiau nei pusantro procento. Labiausiai tikėtinas paaiškinimas – kryptingas atspindys, nukreiptas mūsų link, kitaip tariant, vainikas. Tokiam atspindžiui susidaryti WASP-76 b turi turėti debesų sluoksnį, sudarytą iš sferiškų lašelių, ir tas sluoksnis turi išlikti stabilus bent trejus metus, kiek truko stebėjimai. Abi detalės duoda svarbios informacijos apie planetos atmosferos savybes. Tyrimo rezultatai publikuojami Astronomy & Astrophysics.

***

Planetų-vienišių kilmė. Pastaraisiais metais atrastas ne vienas objektas, kurio masė patenka į planetų ruožą, t.y. nesiekia 13 Jupiterio masių, ir kuris skrajoja pats vienas, be žvaiždės. Tokios planetos-vienišės, arba klajoklės, arba „stepių vilkai“, užduoda klausimą: kaip gi jos atsiranda? Galimi keli scenarijai: planetos gali formuotis pačios, arba būti išmestos iš planetų sistemų. Pastaruoju atveju irgi galimos variacijos: išmetimai po sąveikų su kaimyninėmis planetomis, arba po sąveikų su žvaigždėmis dvinarėje sistemoj. Iki šiol šių scenarijų analizė apsiribojo pavieniais atvejais, tačiau dažnai konkrečią aptiktą planetą galima paaiškinti visais trim būdais. Daugiau informacijos suteiktų planetų populiacijos analizė. Naujame tyrime kaip tik nagrinėjama, kokios būtų iš dvinarių žvaigždžių sistemų išmestų planetų tipinės savybės. Skaitmeniniais modeliais ištirta, kiek planetų, kada, kokios masės ir kokiais tipiniais greičiais išmetama iš dvinarių žvaigždžių sistemų pačioje jų jaunystėje. Visuose modeliuose apsiribota tokiomis pačiomis dvinarės žvaigždės komponentų masėmis ir orbitos forma, tačiau varijuotas orbitos dydis, protoplanetinio disko dydis ir turbulentiškumas bei aplinkinių žvaigždžių kuriamų perturbacijų stiprumas. Vidutiniškai modeliuotos sistemos išmeta po 2-7 planetas, kurių masė siekia bent Žemės masę. Kas penkta sistema išmeta po planetą, masyvesnę nei 100 Žemių, arba apie trečdalį Jupiterio masės. Daugiausiai planetos išmetamos 0,4-4 milijonai metų po modelio pradžios – tokiu metu protoplanetinis diskas dar nėra išsisklaidęs. Disko turbulentiškumas pakeičia išmetamų planetų savybes: mažiau turbulentiški diskai išmeta daugiau planetų, bet jos vidutiniškai mažesnės, nei labiau turbulentiškų produktai. Svarbiausias rezultatas – dauguma išmestų planetų, net ir palikusios gimtąją sistemą, išlaiko nemažą greitį, apie 8-16 km/s. Šis greitis viršija tipinę greičių sklaidą žvaigždėdaros regionuose; tai reiškia, kad išmatavę laisvai lakstančių planetų greičių sklaidą galėtume atskirti čia nagrinėjamą scenarijų nuo pačių susiformavusių planetų scenarijaus. Planetos, išmestos vien dėl sąveikų su kaimynėmis vienišos žvaigždės sistemoje, turi dar mažesnius tipinius greičius, tad irgi būtų lengvai atskiriamos nuo pirmų dviejų scenarijų. Dar vienas įdomus rezultatas – masyvesnių nei maždaug 20 Žemės masių planetų išmetama maždaug tiek pat, kiek jų lieka skrieti prie žvaigždžių. Taigi išsamiai išnagrinėję dvinarių žvaigždžių prieigas ir atradę ten skrajojančias planetas, galėsime ir šią populiaciją palyginti su laisvai skraidančiomis ir šiuo būdu patikrinti, ar jos gali būti susijusios. Kol kas laisvai skrajojančių planetų žinoma tik keli šimtai; tokių skaičių nepakanka aiškioms išvadoms padaryti. Manoma, kad tokių objektų Paukščių Take gali būti trilijonai; labai daug jų turėtų aptikti netrukus darbą pradėsiantis Roman kosminis teleskopas ir kiti apžvalginiai stebėjimų projektai. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Rudosios nykštukės akrecijos srautai. Rudosios nykštukės yra objektai, tarpiniai tarp žvaigždžių ir planetų. Jų masė siekia 13-80 Jupiterio masių (atitinkamai 1,3-8% Saulės masės); to nepakanka, kad nykštukės centre susidarytų tinkamos sąlygos vandeniliui jungtis į helį, tad termobranduolinės reakcijos nesuteikia energijos ir nesukuria hidrostatinės pusiausvyros. Ilgą laiką diskutuojama, kaip rudosios nykštukės formuojasi: kaip žvaigždės, iš dujų debesų fragmentų, ar kaip planetos, diskuose aplink žvaigždes. Dabar pateikti įrodymai, kad pirmasis scenarijus bent jau kartais tikrai vyksta. Tyrinėdami labai jauną, dar besiformuojančią rudąją nykštukę Ser-emb 16 mokslininkai aptiko spirališką dujų srautą, krentantį objekto link. Srauto ilgis – apie 2000-3000 astronominių vienetų. Tokie srautai dažnai matomi prie augančių žvaigždžių; jais dujos pasiekia žvaigždę iš tolimesnės aplinkos. Tai pirmas kartas, kai toks dujų srautas aptiktas prie rudosios nykštukės, ir įrodo, kad jos irgi auga valgydamos aplinkinę medžiagą. Paaiškinti stebimus srautus galima dviem modeliais: arba tai yra molekulinio debesies fragmentų susidūrimo pasekmė, arba magnetinio lauko sukeltas efektas. Išsiaiškinus, kuris modelis teisingesnis, bus atskleista dar viena rudųjų nykštukių paslaptis. Tyrimo rezultatai publikuojami MNRAS.

***

Žvaigždžių susidūrimai galaktikų centruose. Artimiausia Saulei žvaigždė nutolusi maždaug 1,3 parseko. Paukščių Tako bei kitų galaktikų centruose tokiu atstumu nuo atsitiktinai parinktos žvaigždės kaimynių galima rasti šimtus tūkstančių, jei ne milijonus. Tokioje tankioje aplinkoje judančios žvaigždės gali netgi susidurti tarpusavyje. Dviejuose naujuose straipsniuose nagrinėjama, kokie galėtų būti tokių susidūrimų padariniai apskritai ir Paukščių Tako centre konkrečiai. Galaktikos centras nėra vienintelė vieta su ypatingai aukšta žvaigždžių koncentracija; jų daug susitelkę ir kamuoliniuose spiečiuose. Tačiau galaktikų centruose esančios supermasyvios juodosios skylės lemia, kad žvaigždės ten juda didžiuliais, net tūkstantį km/s viršijančiais, greičiais. Jie viršija greitį, reikalingą norint pabėgti nuo į Saulę panašios žvaigždės paviršiaus, o tai gerokai pakeičia žvaigždžių susidūrimų, arba artimų prasilenkimų, baigtį. Iš viso susidūrimus per gyvenimą pagrindinėje sekoje patiria apie 10% žvaigždžių, esančių tokiame centriniame telkinyje. Susidūrimai arčiau nei šimtadalis parseko nuo Paukščių Tako juodosios skylės dažniausiai įvyksta pernelyg dideliais greičiais, kad žvaigždės galėtų susijungti, ir tik nutraukia viršutinius jų sluoksnius. Šitaip per milijardą metų pradinė žvaigždžių populiacija sumažėja maždaug dvigubai. Taip pat atsiranda neįprastų mažos masės žvaigždžių – tai išorinių sluoksnių netekusios žvaigždės. Tarp šimtadalio ir dešimtadalio parseko žvaigždžių susidūrimai gali baigtis susiliejimais; Paukščių Tako centre turėtų būti apie šimtą žvaigždžių, per susijungimus išaugusių iki daugiau nei dešimties Saulės masių. Dalis žvaigždžių, netekusios savo išorinių sluoksnių, jų visiškai nepameta ir apsigaubia debesimis – tai gali paaiškinti vadinamųjų G objektų Galaktikos centre egzistavimą, nes jie būtent ir yra žvaigždės, apsuptos debesimis. Apskritai per milijardus metų susidūrimai pakeičia žvaigždžių koncentraciją galaktikos centre, o koncentracijos profilio (priklausomybės nuo atstumo iki centro) forma gali padėti įvertinti kitas žvaigždžių populiacijos savybes. Tyrimo rezultatai publikuojami dviejuose straipsniuose: bendri skaičiavimai The Astrophysical Journal Letters, konkretūs vertinimai Paukščių Takui – The Astrophysical Journal.

***

Čiurkšlės generavimo mechanizmas. Dažna juodoji skylė, pradėjusi ryti aplinkines dujas, paleidžia čiurkšlę – beveik šviesos greičiu skriejantį siaurą plazmos srautą. Yra du pagrindiniai teoriniai modeliai, aiškinantys čiurkšlių kilmę. Pagal pirmąjį, Blandfordo-Znajeko arba tiesiog BZ, energiją plazmai suteikia juodosios skylės sukimasis. Pagal antrąjį, disko modelį, energija ateina tiesiai iš dujų, krentančių į juodąją skylę. Abu modeliai paaiškina pagrindines stebimas čiurkšlių savybes, tačiau atkurti detalius stebimus čiurkšlių spinduliuotės profilius ir panašius atvaizdus iki šiol buvo labai sudėtinga. Dabar mokslininkai įveikė šį iššūkį, pasitelkę naujausius skaitmeninius modelius, ir pritaikė juos galaktikos M87 čiurkšlei tirti. Modeliuose apjungiama bendroji reliatyvumo teorija ir magnetohidrodinamika – abu reiškiniai labai svarbūs čiurkšlių plazmos judėjimui. M87 galaktika yra viena artimiausių mums, o jos čiurkšlė stebėta įvairiuose bangų ruožuose bei labai įvairiais masteliais, nuo kiloparsekų iki gerokai mažesnių už parseką. Pagrindinės dalelės, kuriančios čiurkšlės spinduliuotę, yra elektronai, įgreitinami magnetinio lauko poveikio; jų įtraukimas yra svarbiausia modelio naujovė. Atlikę spinduliuotės pernašos skaičiavimus, tyrėjai modelio rezultatus – elektronų pasiskirstymą erdvėje – pavertė milimetrinių bangų spinduliuotės nuotraukomis. Dirbtinės nuotraukos realias atkartojo tik tada, kai pasirinktas čiurkšlės energijos generavimo modelis buvo BZ, t.y. čiurkšlės energija ateina iš juodosios skylės, o ne akrecinio disko. Tiesa, magnetinė energija, sukurianti elektronus, ateina iš krentančių dujų; BZ mechanizmas tik įgreitina elektronus ir paleidžia juos čiurkšle tolyn. Šis rezultatas padės geriau suprasti juodųjų skylių evoliuciją ir jų sąveiką su savo galaktikomis. Tyrimo rezultatai publikuojami Science Advances.

***

Galaktikų sukimąsi lemia amžius. Visos galaktikos sukasi. Vienos tą daro gana sparčiai ir yra diskinės; kitos – tik vos vos, ir jose dominuoja kitoks žvaigždžių judėjimas, todėl ir forma nusistovi elipsinė. Kas lemia sukimosi skirtumus? Ilgą laiką buvo manoma, kad priežastis yra galaktikos masė, arba jos aplinka, arba šių veiksnių kombinacija. Bet naujame tyrime parodyta, kad realybė visiškai kitokia: galaktikų sukimasis priklauso beveik išimtinai nuo jų amžiaus. „Amžiumi“ čia vadinamas vidutinis galaktikos žvaigždžių amžius. Tiesa, jį suvidurkinti galima įvairiai – pavyzdžiui, „pasveriant“ pagal žvaigždžių masę arba pagal šviesį. Antruoju būdu pasvertas daugiau nei 2000 galaktikų amžius pasirodė geriau derąs su sukimusi, nei pirmuoju. Taip pat su sukimusi gerai dera ir specifinė žvaigždėdaros sparta – naujų žvaigždžių formavimosi sparta, padalinta iš žvaigždžių masės. Šis dydis taip pat labai glaudžiai susijęs su žvaigždžių amžiumi, nes kuo populiacija senesnė, tuo specifinė žvaigždėdaros sparta žemesnė. Nors yra koreliacijų ir su žvaigždžių mase bei aplinka, jos, panašu, yra antrinės: pašalinus koreliacijos su amžiumi įtaką, pranyksta ir kitos. Kitaip tariant, galaktikos masė ar aplinka siejasi su žvaigždžių populiacijos amžiumi, kuris jau susijęs su jos sukimosi. Kuo galaktika senesnė, tuo lėčiau ji sukasi. Toks rezultatas dera ir su tendencija, kad žvaigždes aktyviai formuojančios galaktikos dažniau yra spiralinės (taigi sparčiai besisukančios), o nurimusios – elipsinės (taigi beveik nesisukančios). Įdomu, kad atskyrus tik masyvias (daugiau nei 100 milijardų Saulės masių žvaigždžių turinčias) galaktikas, pastebėtas dar vienas, nors ir nelabai stiprus, sukimuisi reikšmingas veiksnys: galaktikos aplinka. Galaktikos, esančios spiečių ar grupių centruose, sukasi lėčiau, nei tokios pat masės ir amžiaus galaktikos spiečių ar grupių pakraščiuose. Greičiausiai taip yra todėl, kad centrinės galaktikos per gyvenimą patiria daugiau susiliejimų, kurie, kaip taisyklė, sukimąsi lėtina. Tyrimo rezultatai publikuojami MNRAS.

***

Pirmųjų dujų debesų turbulencija. Pirmosios žvaigždės susiformavo maždaug 100-200 milijonų metų po Didžiojo sprogimo. Jos formavosi dujų debesyse, kuriuos sudarė vien vandenilis ir helis. Pirmykštė cheminė sudėtis lėmė skirtingas debesų savybes nuo šiandieninių; viena jų – tokiems debesims sunkiau fragmentuoti. Taigi ir pirmosios žvaigždės turėjo būti masyvesnės už šiandienines. Bet kiek masyvesnės? Dauguma skaitmeninių modelių rodo, kad žvaigždžių masės turėjo būti 50-1000 Saulės masių intervale, o tipinė masė – apie 100 Saulės masių. Tačiau stebėjimai, kuriuose nagrinėjama labai mažai metalų (už helį sunkesnių elementų) turinčių žvaigždžių sudėtis, rodo, kad jas formavusios dujos praturtintos supernovų sprogimų, kurie kilo mirštant 12-60 Saulės masių žvaigždėms. Tipinė tos populiacijos žvaigždžių masė turėtų būti apie 20 Saulės masių. Kaip paaiškinti šį penkių ar daugiau kartų neatitikimą tarp masių intervalų? Naujame tyrime teigiama, kad atsakymas – dujų turbulencija, kuri ankstesniuose modeliuose įskaityta nepakankamai. Turbulencija, arba netvarkingas dujų judėjimas, sukuria tankio svyravimus, kurie paskatina debesies fragmentaciją. Turbulentiški sūkuriai patys irgi fragmentuoja ir mažėja, kol galiausiai išsisklaido ir turbulentiško judėjimo energija sušildo dujas. Sklaidymosi efektyvumas priklauso nuo mastelio: realiose dujose sklaidymasis vyksta vos keleto ar kelių dešimčių astronominių vienetų mastelyje, tuo tarpu skaitmeniniuose modeliuose – daug didesniame, nes mažesnių modeliai tiesiog nepajėgūs išskirti. Naujojo tyrimo autoriai šią problemą išsprendė į skaitmeninį modelį įtraukdami papildomą turbulencijos „maišymą“ – dirbtinį energijos šaltinį, kuris palaiko turbulencijos lygį ir neleidžia jai išsisklaidyti pernelyg greitai. Toks pakeitimas lėmė, kad pirmykščiai dujų debesys subyrėjo į 22-175 Saulės masių fragmentus, o juose susiformavusių žvaigždžių masės siekia 8-58 Saulės masės, kitaip tariant, beveik tiksliai tiek, kiek apskaičiuojama iš stebėjimų. Pašalinus turbulencijos maišymą, tie patys modeliai davė rezultatus, identiškus ankstesniems, su penkis kartus pernelyg masyviomis žvaigždėmis. Tikėtina, kad modelių rezultatai prie stebėjimų priartėtų ir toliau gerinant modelių erdvinę skyrą, tačiau tam patikrinti reikės laiko ir galingesnių kompiuterių. Tyrimo rezultatai publikuojami MNRAS.

***

Tamsioji materija neutroninėse žvaigždėse. Tamsioji materija, manoma, sudaro apie penkis šeštadalius visos materijos Visatoje, tačiau kol kas apie jos egzistavimą sprendžiame tik iš netiesioginių – gravitacinių – įrodymų. Įvairūs bandymai aptikti ją sudarančias daleles detektoriuose Žemėje kol kas buvo nesėkmingi. Viena galima nesėkmių priežastis – ypatingai silpnos sąveikos tarp tamsiosios ir paprastos materijos dalelių. Taigi tamsiajai materijai aptikti reikėtų didesnių detektorių, nei įmanoma sukurti Žemėje. Bet tokių detektorių gali būti kosmose. Vienas jų – neutroninės žvaigždės: masyvių žvaigždžių sprogimų palikti išskirtinai tankūs branduoliai. Jų masės siekia apie 1,5-2 Saulės mases, o spinduliai – vos apie 20 kilometrų, taigi medžiagos tankis ten daugybę kartų aukštesnis, nei bet kas, ką galėtume sukurti Žemėje. Naujame tyrime skaičiuojama, kokį poveikį neutroninėms žvaigždėms galėtų turėti tamsiosios materijos dalelės. Patekusios į neutroninę žvaigždę, jos gali susidurti su ten esančiais neutronais ir perduoti jiems dalį savo energijos. Praradusios energiją, dalelės nebegalėtų pabėgti iš stipraus neutroninės žvaigždės gravitacinio lauko, tad liktų ten ir sąveikautų toliau. Kuo energija mažesnė, tuo ir jos perdavimas lėtesnis, taigi visą energija dalelė atiduotų per labai ilgą laiko tarpą. Bet naujojo tyrimo autoriai apskaičiavo, kad proceso pradžia gali būti labai greita – 99% pradinės energijos tamsiosios materijos dalelė gali atiduoti vos per keletą dienų. Įgavusi energijos neutroninė žvaigždė sušiltų; tai gali būti reikšminga senoms ir izoliuotoms neutroninėms žvaigždėms, kurios dėl šio kaitinimo imtų šviesti ryškiau. Proceso detalės, aišku, labai priklauso nuo tamsiosios materijos dalelių savybių, bet tyrėjų teigimu, visi tikėtini teoriniai modeliai veda prie praktiškai pastebimo neutroninių žvaigždžių kaitinimo. Dabar belieka aptikti jo požymius realiose žvaigždėse ir galėsime bandyti susigaudyti, kokia gi iš tiesų ta tamsioji materija yra. Tyrimo rezultatai publikuojami Journal of Cosmology and Astroparticle Physics.

***

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

Laiqualasse