Gravitacija atrodo kaip labiausiai prognozuojamas ir užtikrintas fizikinis reiškinys. Milijardus metų ji valdo planetų ir žvaigždžių judėjimą, nuo jos priklauso praktiškai viskas, ką matome kosmose. Bet net ir gerai suprantami gravitacijos dėsniai gali duoti netikėtų rezultatų, o jei dar pridėsime galimas modifikacijas… Štai praeitos savaitės naujienose remiantis (tarp kitų dalykų) gravitacinėmis sąveikomis datuojamas asteroidų poros amžius, aiškinama Encelado geizerių prigimtis ir baltųjų nykštukių planetų valgymas. Magnetinio lauko sąveika su gravitacijos bangomis gali paspartinti planetų orbitų nykimą. O staigus gravitacijos pokytis labai dideliais masteliais gali padėti paaiškinti kai kurias kosmologines keistenybes. Kitose naujienose – debesuota egzoplaneta, pirmykščiai žvaigždžių cheminiai skirtumai ir magnetaro žybsnis kitoje galaktikoje. Gero skaitymo!

***

Didžiąją balandžio dalį pro nedidelius žiūronus, o labai geromis sąlygomis – net ir plika akimi buvo galima pamatyti kometą 12P/Pons-Brooks. Šiuo metu ji jau tolsta nuo Saulės ir blėsta bei pasitraukė į pietinį dangaus pusrutulį, tačiau šioje nuotraukoje matyti dar palyginus ryški. Greta pilnėjančio Mėnulio pjautuvo dar matyti ir Jupiteris. Nuotrauka – montažas iš kelių skirtingo išlaikymo kadrų, darytų šiaurinėje Ispanijoje.

***

Vis labiau tyrinėjant Mėnulį ir ruošiantis žmonėms jame apsigyventi, reikės vis daugiau robotų pagalbos. Apie šiandienines technologijas ir ateities planus Fraser Cain kalbasi su Londono King’s College robotikos profesore Yang Gao:

***

Dvinaris asteroidas – labai jaunas. NASA zondas Lucy, keliaujantis tyrinėti Jupiterio orbitoje skriejančių asteroidų, pernai lapkritį praskrido pro Asteroidų žiedo narę Dinkinešę ir netikėtai atrado jos palydovą Selamą. Naujame tyrime nagrinėjama, kokio amžiaus galėtų būti ši sistema. Manoma, kad dvinariai asteroidai dažniausiai susidaro po susidūrimo, kurio metu subyra didesnis asteroidas. Kelios jo nuolaužos pabėgdamos gali suformuoti dvinarę sistemą, arba kai kurie atplėšti gabalai gali likti skrieti aplink sumažėjusį didesnįjį kūną. Laikui bėgant, abiejų kūnų tarpusavio sąveika bei nevienodas Saulės šviesos atspindėjimas keičia jų orbitą, gali ją net suardyti arba suskaldyti pačius kūnus. Tyrimo autoriai išvedė lygtis, nusakančias keleto procesų bendrą poveikį dvinariams asteroidams. Pritaikę jas Dinkinešės sistemai, jie nustatė, kad palydovą suformavęs smūgis turėjo įvykti ne seniau, nei prieš 10 milijonų metų. Kitaip tariant, Selamas yra labai jaunas kūnas, lyginant su tipiniu asteroidų amžiumi. Šie rezultatai parodo, kad asteroidų skilimas ir dvinarių formavimasis toli gražu nėra senoviniai procesai, o vyksta ir dabar. Turint omeny, kad tarp artimų Žemei asteroidų dvinariai sudaro apie 15%, atradimas svarbus ir siekiant geriau suprasti tų asteroidų keliamą grėsmę mūsų planetai. Tyrimo rezultatai publikuojami Astronomy & Astrophysics.

***

Encelado geizerių prigimtis. Saturno palydovas Enceladas, kaip ir keli kiti mėnuliai Saulės sistemoje, turi popaviršinį vandenyną. Pro keliolikos kilometrų storio ledo plutą, skiriančią jį nuo atviro kosmoso, ties palydovo pietų ašigaliu veržiasi geizeriai. Jie susidaro regione, vadinamame „tigro dryžiais“ dėl keturių ilgų daugmaž lygiagrečių tamsių griovių. Vandenynas neužšalęs išlieka todėl, kad Saturno gravitacija nuolat gniuždo ir tampo palydovą ir jį kaitina. Manoma, kad būtent Saturno gravitacija atsakinga ir už geizerių atsiradimą, juolab kad pastarųjų intensyvumas padidėja du kartus per 33 valandų palydovo orbitą. Visgi ligšioliniai modeliai negalėjo paaiškinti nei tikslaus geizerių sustiprėjimo laiko Encelado ir Saturno tarpusavio padėties atžvilgiu, nei apskritai geizerių atsiradimo, mat atrodė, jog Saturno teikiama energija pernelyg menka. Šie modeliai rėmėsi idėja, kad gniuždomas palydovas ties ašigaliai „prasiveria“ panašiai, kaip išsipūstų rankoje gniaužiamas balionas. Dabar mokslininkai pristatė kiek kitokį modelį, kuris neturi ankstesniojo trūkumų. Čia irgi remiamasi idėja, kad geizeriams atsiverti padeda Saturno gravitacija. Tačiau užuot nagrinėję Encelado plutą kaip gniaužomą balioną, tyrėjai išnagrinėjo galimą ledo gabalų trynimąsi viena į kitą šonais. Panašus trynimasis vyksta tarp kai kurių tektoninių plokščių Žemėje; geriausiai žinomas jo pavyzdys – San Andreas trūkis Kalifornijoje. Tokie trūkiai yra beveik visiškai vertikalūs, tačiau paviršiuje vingiuoja, o plokštėms judant, kai kurie vingiai gali prasiskirti. Skaitmeniniu modeliu ištyrę tokio tipo trūkių savybes Encelado pietinio ašigalio regione ir jų kitimą palydovui judant orbita, mokslininkai nustatė, kad labiausiai plyšiai prasiverti turėtų būtent tuo metu, kai stebimi geizerių sustiprėjimai. Be to, ir energijos trūkiams atverti reikia gerokai mažiau. Šie rezultatai padės suprasti, ar Encelado geizeriai tikrai veržiasi iš vandenyno (o ne seklesnių rezervuarų) ir kaip jų vanduo pasikeičia keliaudamas iš gelmių į paviršių. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Geoscience.

***

Nepusiausvyra debesuota egzoplanetos atmosfera. Karštieji jupiteriai yra egzoplanetos, kurios skrieja labai arti savo žvaigždžių. Dažnai jos yra potvyniškai prirakintos – viena puse visada atsisukusios į žvaigždę. Taigi ir temperatūra priešingose planetos pusėse gali labai skirtis. Kartu su temperatūra skiriasi ir cheminė sudėtis – šaltesnėje naktinėje pusėje gali formuotis molekulės ar kondensuotis įvairūs junginiai, kurie dieninėje išgaruoja. Bent jau taip turėtų būti, jei ir dienos, ir nakties pusėje nusistovėtų cheminė pusiausvyra. Vėjai, pučiantys aplink visą planetą, maišo dujas ir pusiausvyrą sujaukia. Dabar pirmą kartą tokia nepusiausvira egzoplanetos atmosferos konfigūracija aptikta realybėje. WASP-43b yra dvigubai už Jupiterį masyvesnė planeta, aptikta 2011 metais. Ji skrieja 60 kartų arčiau žvaigždės, nei Žemė nuo Saulės, ir vieną ratą apsuka per mažiau nei 20 valandų, tad vidutinė planetos temperatūra turėtų pakilti iki 1400 Celsijaus laipsnių. Nauji James Webb teleskopu daryti stebėjimai leido išmatuoti planetos skleidžiamą infraraudonąją spinduliuotę visos orbitos metu – nuo pat tranzito, kai į mus atsukta naktinė planetos pusė, iki antrinio tranzito, kai planeta pasislepia už žvaigždės, bet prieš pat ir iškart po šio įvykio matome jos dieninę pusę. Temperatūra pasirodė žemesnė, nei apskaičiuota pagal pusiausvyros lygtis: dieninėje pusėje ji siekia apie 1250 Celsijaus laipsnių, naktinėje – beveik 600. Daugiau nei 600 laipsnių skirtumas suteikia energijos milžiniškiems vėjams, kurių greitis siekia apie 9000 km/h. Būtent dėl tokių vėjų dieninėje planetos pusėje yra vandens garų, o naktinėje nerandama metano. Dar vienas svarbus skirtumas – dieninė planetos pusė yra skaidri, o naktinę dengia tankūs debesys. Šie rezultatai padės pagerinti planetų atmosferų modelius ir suprasti, kas vyksta potvyniškai prirakintų planetų atmosferose. Mažesnės potvyniškai prirakintos planetos gali būti tinkamos ir gyvybei, bet tai priklauso nuo šilumos pasiskirstymo tarp karštos dieninės, šaltos naktinės ir galbūt maloniai šiltos tarpinės zonų. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Astronomy.

***

Rasti sierą egzoplanetose – nelengva. Prieš metus žiniasklaidoje daug aptarinėta žinia, jog James Webb teleskopu aptikti dimetilsulfido (DMS) molekulės požymiai egzoplanetos K2-18 b atmosferoje. Žemėje DMS gamina tik gyvybė, taigi greitai padaryta toli siekianti išvada, jog ir tolimoje planetoje matome gyvybės pėdsaką. Visgi taip skubėti nederėtų – naujame tyrime mokslininkai apskaičiavo, kad planetose, panašiose į K2-18 b, DMS neturėtų būti daug, o ir aptikti jį sudėtinga. Ši planeta yra kiek mažesnė už Neptūną, jos atmosferoje gausu vandenilio, o po šiuo greičiausiai plyti milžiniškas vandenynas. Tokios sąlygos gali labai paveikti sieros junginių gaminimąsi, judėjimą ir išsilaikymą. Pavyzdžiui, Žemės vandenynuose gaminami sieros junginiai greitai pranyksta, veikiant Saulės šviesai. Tyrimo autoriai sumodeliavo, kaip junginiai išgyventų esant įvairioms gamybos spartoms ir naikinančios ultravioletinės spinduliuotės srautams. Taip pat jie įvertino, kad planeta gali būti potvyniškai prirakinta prie žvaigždės, taigi skirtingose jos vietose spinduliuotė ir temperatūra gali labai skirtis. Pagrindinis gautas rezultatas – vandenyno dengiamose ir vandenilio atmosferos gaubiamose planetose DMS signalas ties maždaug 3,4 mikrometrų bangos ilgiu yra neatskiriamai sumišęs su metano signalu. Būtent šiuo signalu remiantis buvo teigiama apie galimą DMS atradimą, nors ir originalaus tyrimo autoriai perspėjo, kad rezultatas nėra labai patikimas. Naujojo tyrimo autorių teigimu, aptikti DMS būtų įmanoma tuo atveju, jei jo gamybos sparta planetoje apie 20 kartų viršytų žemiškąją, tačiau tik ilgesnių bangų, maždaug 9-13 mikrometrų, ruože. Šias bangas James Webb teleskopas irgi gali fiksuoti, tačiau kitais instrumentais, nei ankstesnis K2-18 b stebėjimas, tad kol kas šių duomenų neturime. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal Letters.

***

Magnetizmas paspartina planetų pražūtį. Daug egzoplanetų yra karštieji jupiteriai – masyvios dujinės milžinės, skriejančios labai arti savo žvaigždžių. Priešingos planetos pusės jaučia stipriai kitokią žvaigždės gravitacinę trauką, todėl susidaro potvynio banga, kuri lėtina planetą ir traukia ją artyn prie žvaigždės. Teoriniai skaičiavimai rodo, kad šios planetos galiausiai nukris į žvaigždes ir sudegs, tačiau tai turėtų užtrukti milijardus metų. Visgi kai kurių planetų orbitos pokyčius įmanoma išmatuoti tiesiogiai; tokie matavimai rodo, kad jos į žvaigždes įkris per keletą milijonų metų – apie tūkstantį kartų greičiau, nei prognozuojama. Kaip paaiškinti šį neatitikimą? Naujame darbe teigiama, kad atsakymas slypi žvaigždės magnetiniame lauke. Tyrimo autoriai labiausiai koncentravosi į planetą WASP-12b. Ji yra apie pusantro karto masyvesnė už Jupiterį, o jos žvaigždė WASP-12 – apie pusantro karto masyvesnė už Saulę. Tokių žvaigždžių struktūra nuo mūsų žvaigždės gerokai skiriasi: Saulės centre išsiskiriančią energiją iš pradžių į išorę perneša fotonai, o tik išoriniuose sluoksniuose jų judėjimą nustelbia pačios plazmos kunkuliavimas, tuo tarpu WASP-12b yra atvirkščiai. Kunkuliuojanti centrinė žvaigždės dalis gali generuoti stiprų magnetinį lauką. Tyrimo autoriai apskaičiavo, kad planetos gravitacija sukelia bangas žvaigždėje, kurios sklinda gilyn jos centro link. Pasiekusios kunkuliuojančios plazmos (konvekcinę) zoną, bangos efektyviai išsklaidomos dėl magnetinio lauko poveikio. Toks efektyvus potvyninių bangų išsklaidymas neleidžia nusistovėti apytikrei pusiausvyrai tarp planetos ir žvaigždės gravitacinių perturbacijų, todėl planetos orbita energiją praranda daug sparčiau. Apskaičiuota energijos netekimo sparta prognozuoja, kad WASP-12b į žvaigždę įkris po kelių milijonų metų, kaip rodo ir stebėjimai. Šie rezultatai rodo, kad ieškoti sparčiai mažėjančių planetų orbitų reikėtų prie žvaigždžių, bent 20% masyvesnių už Saulę, nes tik jose egzistuoja centrinės konvekcinės zonos. Detalesnė tokių planetų judėjimo analizė padės geriau suprasti ir tų žvaigždžių vidinę struktūrą, bangų išsisklaidymą jose ir magnetinio lauko generavimo detales. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal Letters.

***

Pirmykščiai žvaigždžių cheminiai skirtumai. Kiekviena žvaigždė susideda daugiausiai iš vandenilio ir helio, bet turi iki keleto procentų sunkesnių elementų. Juos astronomai vadina metalais, o jų gausą žvaigždėje – metalingumu. Žvaigždžių cheminė sudėtis ir metalingumas yra labai svarbios savybės, lemiančios planetų formavimosi ypatumus. Be to, pagal metalingumą vertinama, kurios žvaigždės galėjo susiformuoti viename telkinyje, nes laikoma, kad jų cheminė sudėtis turėtų būti praktiškai vienoda. Tačiau dabar mokslininkai nustatė, kad net ir kartu gimusių žvaigždžių metalingumas gali skirtis net 20%. Atradimas padarytas siekiant išsiaiškinti, kodėl kai kurios dvinarės žvaigždės pasižymi skirtinga chemine sudėtimi. Anksčiau buvo sugalvoti trys galimi paaiškinimai. Pirmasis – viena iš žvaigždžių suvalgė uolinę planetą, kurios medžiaga pasklido išoriniuose žvaigždės sluoksniuose, todėl jos metalingumas didesnis, nei kompanionės. Antrasis – žvaigždei vystantis, cheminiai elementai išsisluoksniavo priklausomai nuo temperatūros ir gravitacijos, o šie veiksniai stipriai priklauso nuo tikslios žvaigždės masės; kadangi dvinarėje sistemoje žvaigždžių masės šiek tiek skiriasi, skiriasi ir sluoksniavimasis, dėl to matomas (viršutinių sluoksnių) metalingumas irgi pakinta nevienodai. Tačiau šie paaiškinimai tinka tik pagrindinės sekos žvaigždėms – tokioms kaip Saulė, kurios centre vykdo vandenilio sintezės į helį termobranduolines reakcijas. Artėdamos prie gyvenimo pabaigos, žvaigždės virsta raudonosiomis milžinėmis, o jų išoriniai sluoksniai labai stipriai kunkuliuoja ir maišosi. Tokioje aplinkoje cheminiai elementai išsisluoksniuoti neturi kaip, o prarytos planetos medžiaga irgi greitai išsimaišytų plačiame žvaigždės sluoksnyje, todėl pastebimos įtakos matomam metalingumui neturėtų. Vadinasi, raudonųjų milžinių dvinarėms sistemos galimas tik trečias paaiškinimas: žvaigždžių cheminės sudėties skirtumai atspindi skirtumus pradiniame debesyje, iš kurio jos ir formavosi. Labai detaliai ištyrę žvaigždžių poros HD 138202 + CD−30 12303 sudėtį, tyrėjai nustatė, kad viena iš žvaigždžių turi 20% daugiau metalų, nei kita. Dvinarės žvaigždės formuojasi kartu – tikimybė, kad dvi atskirai susidariusios žvaigždės susijungs į porą, nykstamai maža – taigi šių žvaigždžių skirtumai turi atspindėti netolygumus motininiame debesyje. Tokie dideli skirtumai visiškai netikėti ir kelia klausimą, ar apskritai įmanoma žvaigždžių kilmę vertinti pagal cheminės sudėties detales. Taip pat šis atradimas gali paaiškinti, kodėl iš pirmo žvilgsnio panašios ir netgi tame pačiame spiečiuje gyvenančios žvaigždės pasižymi skirtingomis planetinėmis sistemomis. Tyrimo rezultatai publikuojami Astronomy & Astrophysics.

***

Perturbacijos baltųjų nykštukių aplinkoje. Daugelio baltųjų nykštukių spektre matyti įvairių „kietų“ cheminių elementų, pavyzdžiui kalcio ar magnio, pėdsakų. Jie ten greičiausiai atsirado, kai nykštukė suvalgė uolinę planetą ar jos liekaną. Kodėl taip nutinka? Dažnai atsakymas į šį klausimą apsiriboja teiginiu, kad žvaigždei virtus baltąja nykštuke, jos planetų orbitos destabilizuojamos. Tačiau kaip ir kodėl įvyksta ta destabilizacija? Vien masės pokyčio nepakanka: nors žvaigždė, virsdama baltąja nykštuke, gali netekti nuo keliolikos iki 80% savo masės, stipriai palengvėjančių žvaigždžių yra nedaug, todėl apskaičiuotas planetų suardymų dažnumas tesiekia vieną įvykį per 10 tūkstančių metų visame Paukščių Take. Tuo tarpu nykštukių stebėjimai rodo, kad suardymai nutinka maždaug kartą per 10 metų. Esama įvairių hipotezių, kas galėtų paspartinti orbitų destabilizavimą, bet galutinio atsakymo – ne. Naujame darbe mokslininkai pasitelkė skaitmeninius modelius ir nustatė, kad baltosios nykštukės gaunamas postūmis prieš susiformuojant gali paaiškinti stebimas planetų – ir jų fragmentų – valgymo apimtis. Prieš virsdama baltąja nykštuke, žvaigždė pereina kelias milžinės stadijas, kurių metu ypatingai sustiprėja jos vėjas. Galiausiai medžiagos nusimetimas kulminuoja planetinio ūko susiformavimu, kurio metu žvaigždės išoriniai sluoksniai pasklinda aplinkoje. Šie procesai nėra visiškai sferiškai simetriški, taigi žvaigždė gali gauti postūmį kuria nors kryptimi. Įgytas papildomas greitis gali siekti keletą kilometrų per sekundę. Judant tokiu greičiu žvaigždei reikėtų maždaug penketo metų ar mažiau, kad įveiktų atstumą tarp Saulės ir Žemės, arba šimtmečio – tarp Saulės ir Neptūno. Per tūkstančius metų net ir nežymiai pastumta žvaigždė gali pajudėti gana toli savo planetų orbitų atžvilgiu. Tokia perturbacija ypač paveikia mažų sistemos kūnų – asteroidų ir panašių nuolaužų, kurios telkiasi Kuiperio žiedo analoge sistemos pakraštyje – orbitas. Tyrimo autoriai sumodeliavo, kaip šios orbitos pasikeistų ir kaip tai paveiktų objektų kritimą į pačią nykštukę. Paaiškėjo, kad net jei žvaigždės postūmis nukreiptas atsitiktine kryptimi, vis tiek apie 80% sistemų nuolaužų diskai ištįsta į elipsinę konfigūraciją. Be to, daug tolimų nuolaužų pereina į orbitas, nukreiptas priešinga kryptimi, nei buvo pradžioje. Elipsiškame diske ne visai tvarkingomis orbitomis skriejantys kūnai lengvai gali nukrypti į visiškai radialias – tiksliai į nykštukę nukreiptas – orbitas ir į ją įkristi. Modelio rezultatai rodo, kad iškart po žvaigždės postūmio prasidėję asteroidų suardymai tęsiasi bent 100 milijonų metų, per kuriuos iš viso gali suirti net apie penktadalį disko narių. Tiesa, rezultatas stipriai – kvadratiškai – priklauso nuo pradinės disko masės: kuo diskas masyvesnis, tuo jame daugiau kandidatų suardymui ir tuo stipriau perturbuojamos orbitos. Norint paaiškinti stebimas asteroidų ar planetų nuolaužų suardymų prie baltųjų nykštukių spartas, tipiniai nuolaužų diskai turėtų turėti bent 3% Žemės masės. Saulės sistemos Kuiperio žiedo masė greičiausiai yra ~6% Žemės masės, taigi reikalingas kriterijus atrodo visiškai įgyvendinamas. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal Letters.

***

Magnetaro žybsnis. Žvaigždės, kurios tik gimusios yra 8-10 kartų masyvesnės už Saulę, gyvenimą baigia pavirsdamos neutroninėmis žvaigždėmis. Šie objektai maždaug dvi Saulės mases sutelkia į vos keliolikos kilometrų skersmens rutulį. Spaudžiantis medžiagai, susispaudžia – sustiprėja – ir magnetinis laukas, tad neutroninėse žvaigždėse jis visada labai stiprus. Kai kurios jų lauko stiprumu išskirtinės net ir tarp kitų neutroninių žvaigždžių; jas vadiname magnetarais. Jų magnetinis laukas apie kvadrilijoną kartų stipresnis, nei Žemės, apie trilijoną kartų – nei šaldytuvo magnetuko, ir apie 100 kartų – nei tipinių neutroninių žvaigždžių. Kartais magnetaruose įvyksta žybsniai, kurių metu per sekundę išspinduliuojama – daugiausiai gama spindulių pavidalu – tiek energijos, kiek Saulė pagamina per milijoną metų. Tai tikrai reti įvykiai – per pastaruosius 50 metų Paukščių Take ir Magelano debesyse užfiksuoti tik trys; tiesa, ir pačių magnetarų per šias galaktikas žinoma tik apie 30. Tokius galingus žybsnius turėtume matyti ir kitose galaktikose, tad ne vienus metus bandoma juos aptikti už Vietinės galaktikų grupės ribų. Dabar pirmą kartą tai pavyko padaryti. Pagrindinė problema, bandant identifikuoti magnetarų žybsnius, yra jų panašumas į trumpuosius gama spindulių žybsnius. Pastarieji nutinka, kai dvi neutroninės žvaigždės susijungia tarpusavyje; sprogimas paskleidžia labai daug gama spindulių, tačiau ši spinduliuotė trunka iki dviejų sekundžių. Nors gama spindulių žybsnio išmetama energija tūkstančius-milijonus kartų viršija magnetaro žybsnio energiją, nežinodami atstumo iki žybsnio šaltinio, negalime pasakyti, ar jis blausesnis ir artimas, ar ryškesnis ir tolimas. Naujojo tyrimo autoriai detaliai išnagrinėjo visą turimą informaciją apie žybsnį GRB 231115A, aptiktą pernai lapkritį galaktikoje M82, kurią nuo mūsų skiria mažiau nei keturi megaparsekai (palyginimui atstumas iki Andromedos – apie 0,7 megaparseko). Vien šis faktas – kad žybsnis nutiko tokioje artimoje galaktikoje – sukėlė įtarimų, nes dažniausiai jie matomi daug tolimesnėse. Vos per keliolika sekundžių nuo žybsnio užfiksavimo gama spindulių ruože automatinės sistemos išsiuntė pranešimus įvairioms kitoms observatorijoms, kurių teleskopai nukreipti į žybsnio vietą greitiems stebėjimams. Kiek netikėtai nebuvo aptikta nei rentgeno, nei regimųjų spindulių šaltinio. Taip pat neužfiksuotos ir gravitacinės bangos, nors taip arti įvykęs gama žybsnis tikrai jų būtų paskleidęs pakankamai stiprių, kad mūsų detektoriai užfiksuotų. Be to, ir gama spinduliuotės spektras pasirodė nebūdingas gama žybsniams. Taigi padaryta išvada, jog GRB 231115A yra magnetaro žybsnis. Šis atradimas parodo, jog galima tokius žybsnius aptikti esamais gama spindulių žybsnių detektoriais, taigi turima metodika leis nagrinėti ir magnetarų pokyčius. Na, o gausesnė informacija leis suprasti, kaip vystosi medžiaga veikiama ekstremalaus magnetinio lauko ir geriau įvertinti pavojų, kurį magnetarai gali kelti mums. 2004 metais įvykęs magnetaro žybsnis pastebimai įkaitino Žemės atmosferos viršutinius sluoksnius, nors nutiko 10 kiloparsekų atstumu – toliau, nei Paukščių Tako centras. Taigi šie žybsniai gali padaryti mums žalos pusės Galaktikos atstumu, vadinasi, geriau suprasti juos tikrai svarbu. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature.

***

Galaktikos sukasi pagal tamsiosios materijos prognozes. Pagal standartinį kosmologinį modelį, maždaug penki šeštadaliai medžiagos Visatoje yra nematoma. Ši tamsioji materija su likusia sąveikauja (beveik) vien tik gravitaciškai, tad jos poveikis matomas, pavyzdžiui, galaktikų sukimosi kreivėse. Žvaigždžių judėjimo greičiai galaktikų diskuose, ypač toli nuo centro, yra didesni, nei būtų, jei jas trauktų tik matoma galaktikų medžiaga. Tiesa, galimas ir kitoks sukimosi kreivių paaiškinimas: dideliu atstumu nuo centro, kur judėjimo pagreičiai labai maži, Niutono dėsniai pakinta. Šis teignys yra teorinio modelio, vadinamo Modifikuotąja Niutono dinamika, arba MOND, pagrindas. Prieš aštuonerius metus mokslininkai pastebėjo, kad daugelyje galaktikų stebimas žvaigždžių judėjimo pagreitis glaudžiai susijęs su pagreičiu, kokį jos turėtų traukiamos vien regimosios materijos. Tokį glaudų sąryšį prognozuoja MOND, o standartinis kosmologinis modelis – ne. Kurį laiką atrodė, kad šis vadinamasis radialinių pagreičių sąryšis, arba RAR, yra svarus argumentas MOND naudai. Tiesa, vėliau skaitmeniniais modeliais parodyta, kad ir pagal standartinį modelį susiformavusios galaktikos pasižymi labai panašiu sąryšiu. Dabar naujais, detalesniais modeliais mokslininkai parodė dar svaresnį rezultatą: standartiniu modeliu paremtų galaktikų evoliucija gali paaiškinti kai kurias stebimas RAR savybes, kurių MOND paaiškinti nesugeba. Šios savybės – tai sąryšio „užsilenkimai“ ties santykinai dideliais pagreičiais, kurie atitinka centrines galaktikų dalis. Daugumoje galaktikų artėjant prie centro, didėja tiek tikrasis, tiek regimosios medžiagos kuriamas pagreitis, tačiau kai kuriose pirmasis gali sumažėti. Taip dažniausiai nutinka mažose galaktikose. Naujojo tyrimo autoriai sumodeliavo įvairių galaktikų, kurių bendra žvaigždžių masė siekia nuo 10 milijonų iki 100 milijardų Saulės masių (pastaroji vertė kiek didesnė nei Paukščių Tako), evoliuciją ir išmatavo jų RAR skirtingu metu. Paaiškėjo, kad RAR užsilenkimai žemyn atsiranda tada, kai dėl supernovų sprogimų mažose galaktikose susiformuoja daugmaž vienodo tankio tamsiosios materijos branduolys. Supernovų išmetamos dujos vis pakeičia gravitacinį potencialą ir taip „atpalaiduoja“ visą medžiagą, todėl ji pasklinda plačiau. Mažesnė medžiagos koncentracija reiškia mažesnį radialinį pagreitį, nors regimosios medžiagos sankaupa centre išlieka. Taip pat modeliai prognozuoja, kad esant labai mažiems pagreičiams RAR irgi turėtų nulinkti žemyn, nors MOND modelis prognozuoja artėjimą praktiškai prie horizontalios linijos. Tokių mažų pagreičių kol kas išmatuoti nepavyksta, nes jie pasireiškia toli galaktikų pakraščiuose, kur žvaigždžių labai nedaug. Visgi ateityje šis rezultatas galėtų padėti neblogai atskirti, kuris iš modelių – standartinis ar MOND – geriau paaiškina galaktikų judėjimą. Tyrimo rezultatai publikuojami MNRAS.

***

Gravitacijos lūžis pataiso kosmologiją. Mūsų Visata plečiasi ir daro tą greitėdama. Pirmąjį faktą žinome apie šimtą metų, antrąjį – apie ketvirtį amžiaus. Tiesa, tikslios proceso savybes nėra iki galo išaiškintos, o du pagrindiniai metodai nustatyti Visatos plėtimosi spartą duoda skirtingas vertes. Yra ir daugiau neatitikimų tarp teorinių prognozių bei stebėjimų. Tokie teorijos trūkumai skatina ieškoti jos modifikacijų ar apskritai alternatyvų. Viena modifikacijų grupė susijusi su gravitacijos stiprumo skirtumais dideliu ir mažu masteliu. Tiesa, „mažas“ čia vis tiek reiškia milžiniškus atstumus, prilygstančius galaktikų spiečių dydžiams. Būtent šios struktūros yra didžiausi gravitaciškai surišti dariniai Visatoje. Didesniu mastu gravitacija irgi svarbi, tačiau tik kaip vienas iš veiksnių, veikiančių Visatos plėtimąsi. Standartiniame kosmologiniame modelyje „mažų“ darinių gravitacija lygi didžiajai, tačiau iš principo gali būti ir kitaip. Naujame tyrime nagrinėjama, kaip toks gravitacijos stiprumo „trūkis“ atsilieptų Visatos plėtimosi ir struktūrų formavimosi istorijai. Apskaičiavę, kaip šie procesai priklauso nuo gravitacijos dideliais ir mažais masteliais, tyrimo autoriai modelio rezultatus priderino prie kosminės foninės spinduliuotės, aplinkinių galaktikų judėjimo bei spiečių išsidėstymo stebėjimų duomenų. Taip jie galėjo parinkti tinkamiausią gravitacijos konstantų santykio vertę. Pasirodė, kad geriau duomenis atitinka modelio variantai, kur mažų mastelių gravitacija šiek tiek stipresnė, nei didelių. Toks modelis geriau už standartinį atitinka tiek struktūrų foninėje spinduliuotėje (kuri rodo 380 tūkstančių metų amžiaus Visatos medžiagos pasiskirstymą), tiek Visatos plėtimosi spartos, tiek tipinio spiečių dydžio duomenis. Iš kitos pusės, toks modelis prasčiau už standartinį dera su spiečių tarpusavio atstumų duomenimis. Taigi naujasis modelis nėra akivaizdžiai geresnis už įprastą, tačiau gali duoti naudos bandant suprasti Visatos raidos detales. Tyrimo rezultatai publikuojami Journal of Cosmology and Astroparticle Physics.

***

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

Laiqualasse