Neutroninės žvaigždės yra vieni iš egzotiškiausių objektų Visatoje. Pusantros ar net dvi Saulės masės, suspaustos į keliolikos kilometrų skersmens rutulį (tuo tarpu Saulės skersmuo yra beveik pusantro milijono kilometrų), priverčia medžiagą elgtis taip, kaip niekur kitur. Elektronai įspaudžiami į protonus ir tampa neutronais, kurie telkiasi į įvairias „makaronines“ struktūras – bent jau taip manoma remiantis teoriniais modeliais. Pažiūrėti į neutroninės žvaigždės vidų galimybių neturime. Visgi įvairiais būdais paslapties šydą stengiamasi praskleisti; praeitos savaitės naujienose randame tris tokius pranešimus. Viename pristatomos trys neutroninės žvaigždės, kurios atvėso labai greitai po susidarymo – šis faktas padeda apriboti galimas medžiagos būvio lygtis. Neutroninių žvaigždžių susiliejimus galime stebėti gravitacinėmis bangomis, o dabar detalizuota, kaip šį signalą gali paveikti karšti neutrinai. Net ir pavienės neutroninės žvaigždės gali būti gravitacinių bangų šaltiniai, kai jose atsiranda netolygumų. Kitose naujienose – ląstelių kultūrų auginimas mikrogravitacijoje, vandens paieškos Marse per seisminius duomenis, energijos disbalansas Saturne ir labai tolimo aktyvaus galaktikos branduolio struktūra. Gero skaitymo!

***

Auginti ląsteles mikrogravitacijoje – geriau. Mikrogravitacijos sąlygos – kitaip tariant, buvimas kosmose – turi daugybę neigiamų poveikių žmonių organizmams. Bet ne visi efektai apskritai biologijai yra tik neigiami. Štai naujame straipsnyje apžvelgiami ląstelių kultūrų tyrimai mikrogravitacijoje ir nurodoma bendra tendencija, kad ten jos formuoja struktūras, panašesnes į realius organus. Ląstelių kultūrų auginimas yra svarbus biologinių bei medicininių tyrimų elementas. Taip galima išauginti ir organoidus – mažus realių organų analogus – kurių reakcija į vaistus ar įvairias intervencijas atspindi tikrų organizmų dalių atsaką. Auginant ląsteles laboratorijoje Žemėje, viena pagrindinių problemų yra organoido struktūra – neprikabintos ląstelės formuoja dvimatę – plokščią – struktūrą, kuri neatitinka realių organų trimačių formų. Be to, jei auginamos kamieninės ląstelės, jų diferenciavimasis irgi priklauso nuo augančios struktūros, tad jei ši nėra realistiška, kamieninių ląstelių produktai irgi bus negeri. Tuo tarpu mikrogravitacijoje augti galima visomis kryptimis vienodai lengvai. Būtent tokią išvadą randa straipsnio autoriai, apžvelgę įvairių ankstesnių tyrimų rezultatus. Dar vienas mikrogravitacijos privalumas – trimačių ląstelių darinių auginimas be specialių rėmų, kurie naudojami Žemėje, sumažina imuninių problemų tikimybę, taigi taip išauginti dariniai turėtų būti tinkamesni ir persodinimui. Taigi kosmosas gali tapti gana netikėta vieta biologinių ir medicininių technologijų tobulinimui. Tyrimo rezultatai publikuojami Life Sciences in Space Research.

***

Saulės protoplanetinio disko raida. Visos planetinės sistemos formuojasi iš dujų ir dulkių diskų, kurie susidaro aplink gimstančias žvaigždes. Saulė – ne išimtis. Žemė ir kaimyninės planetos irgi susiformavo diske augant dulkių gumulams, kurie po truputį suformavo vis didesnes uolienas – planetesimales, o šios jungėsi į planetas. Bet ne visos: kai kurios planetesimalės liko kaip asteroidai, o jų susidūrimai pažėrė smulkesnes uolienas. Kai kurios iš jų nukrenta į Žemę kaip meteoritai, o nagrinėdami juos, mokslininkai gali suprasti vis daugiau apie Saulės sistemos formavimąsi. Štai naujame darbe nagrinėjama geležinių meteoritų kristalinė struktūra ir analizuojama, kada pradėjo augti Jupiteris. Geležiniai meteoritai yra planetesimalių, kurių struktūra išsisluoksniavusi, branduolių liekanos. Kartu su geležimi į branduolį nusėdo ir kai kurie kiti elementai, pavyzdžiui iridis ir platina. Tyrimo autoriai nustatė, kad šių elementų daugiau yra meteorituose, kurių motininiai asteroidai skrajojo išorinėje Saulės sistemos dalyje. Tačiau tam, kad šie elementai atsiskirtų nuo dulkių, kuriose buvo protoplanetiniame diske, jie turėjo gerokai įkaisti. Kitaip tariant, jie turėjo bent kažkiek laiko praleisti arti Saulės. Asteroidų migracija – dažnas reiškinys protoplanetiniuose diskuose, kol juos yra dujų. Faktas, kad platinos, iridžio bei panašių elementų gausūs asteroidai migravo iš vidinės Saulės sistemos dalies į išorinę leidžia spręsti, kad bent kurį laiką visas protoplanetinis diskas buvo vientisas – jame nebuvo tarpų. Tarpus diskuose atveria augančios masyvios planetos, tokios kaip Jupiteris. Taigi migracija įvyko anksčiau, nei susiformavo Jupiteris. Arba ji galėjo įvykti Jupiteriui jau augant, tačiau dar neatvėrus tarpo; taip galėjo nutikti, jei protoplanetinis diskas buvo gana storas, kaip riestainis. Vėliau Jupiteris tarpą visgi atvėrė, todėl asteroidai negalėjo migruoti atgal – tokį scenarijaus posūkį sufleruoja faktas, kad jų mineralai, atrodo, kristalizavosi vieną kartą ir vėliau nebesilydė. Šiame tyrime nenustatytas tikslus Jupiterio formavimosi laikas, tačiau asteroidų formavimosi ir migracijos laiko skalės padės tokią analizę atlikti ateityje. Tyrimo rezultatai publikuojami PNAS.

***

Marso drebėjimai parodys vandenį? Tolimoje praeityje Marse buvo daug skysto vandens. Dabar paviršiuje jo nebelikę, bet gali egzistuoti vandens telkiniai kur nors gelmėse. Žemėje popaviršinio vandens paprastai ieškoma radaru, kurio spinduliai prasiskverbia bent kelis šimtus metrų gilyn. Bet Marso vandens telkiniai gali būti dar giliau, taigi radaras nebūtinai padės juos aptikti. Naujame tyrime pasiūlytas kitoks metodas, paremtas Marso drebėjimų analize. Kai planetos drebėjimų bangos sklinda pro požeminį vandens rezervuarą, vanduo ir uolienos reaguoja skirtingai. Tarpusavio trintis sukuria elektromagnetines bangas, kurias galima užfiksuoti paviršiuje. Žemėje toks reiškinys netinka vandens rezervuarų paieškai, nes čia vandens daug visur, todėl daugybė skirtingų signalų susilieja tarpusavyje. Tuo tarpu Marse, kur pluta sausa, signalas iš gelmių turėtų atsklisti beveik nepakitęs. Mokslininkai sumodeliavo, kokius signalus sukurtų skirtingi drebėjimai, kirsdami skirtingų savybių rezervuarus. Taip jie nustatė, kad rezervuaro gylis po paviršiumi, storis bei tūris turi didelę įtaką signalo formai, o vandens druskingumas bei kitos priemaišos – amplitudei. Nagrinėjant vieno drebėjimo signalus galima aptikti net ir keletą rezervuarų. Kuo didesnis atstumas tarp drebėjimo šaltinio ir detektoriaus, tuo daugiau informacijos galima išgauti tiek apie rezervuarą, tiek apie patį drebėjimą, nes skirtingo pobūdžio bangos, sklisdamos didelį atstumą, atsiskiria. Šie rezultatai bus naudingi tiek analizuojant jau surinktus InSight zondo duomenis, tiek ateityje, kai į Marsą bus nusiųsti kiti seismometrai. Tyrimo rezultatai publikuojami JGR Planets.

***

Jupiterio Raudonosios dėmės prigimtis. Didžioji raudonoji dėmė (Great Red Spot, GRS) yra geriausiai žinomas atmosferinis reiškinys Saulės sistemoje. Šiuo metu maždaug Žemės dydį siekiantis tamsus ovalas kybo viršutinėje Jupiterio atmosferos dalyje. Nepaisant ilgalaikių stebėjimų, jo kilmė kol kas nėra aiški. Naujame tyrime, remdamiesi istorinių duomenų analize ir skaitmeniniais modeliais, astronomai bando išspręsti šį klausimą. Pirmą kartą dėmė Jupiteryje aprašyta dar 1665 metais – tai padarė Giovannis Cassinis. Tačiau po mažiau nei šimtmečio ji, atrodo, pranyko, o vėl pastebėta tik 1831 metais ir nuo tada stebima iki šiol. Išnagrinėję istorinius dėmės stebėjimų aprašymus tyrimo autoriai padarė išvadą, kad Cassini aptikta „nuolatinė dėmė“ nėra tapati GRS, taigi šis darinys nėra amžinas, o greičiausiai vystosi kelių šimtmečių laikotarpiu. Dabartinis jo amžius – beveik 200 metų, bet per šį laiką dėmė susitraukė nuo 40 tūkstančių kilometrų iki 14 tūkstančių kilometrų ilgio. Tuo pat metu ji darosi vis apvalesnė. Naujausi Juno zondo stebėjimai rodo, kad dėmė yra sekli – į gylį tęsiasi tik apie 500 kilometrų. Siekdami paaiškinti jos savybes ir raidą, tyrimo autoriai suskaičiavo skaitmeninius modelius, kuriais išnagrinėjo įvairių sūkurių formavimąsi Jupiterio atmosferos sąlygomis. Viena GRS kilmės hipotezė yra milžiniška audra, kuri išsiveržė iš giluminių Jupiterio sluoksnių ir davė pradžią sūkuriui, kurį palaiko skirtingomis kryptimis judantys atmosferos srautai į šiaurę ir pietus nuo jo. Kita galimybė – maži sūkuriai, susidarę srautų susilietimo linijoje, susijungė ir išaugo į didesnį. Tačiau nors abu variantai gali sukurti didelį anticikloną, jo forma bei judėjimas skiriasi nuo GRS savybių. Geriausiai stebimas savybes atkuria modelis, pagal kurį GRS augimas prasideda nuo nestabilumo tarp atmosferos srautų, kuris sukuria pailgą sūkuriuojančios atmosferos ruožą ir galiausiai jį „atkerta“. Toks pailgas netolygumas buvo keletą kartų užfiksuotas pietiniame Jupiterio pusrutulyje. Laikui bėgant, netolygumas gali susitraukti ir įsisukti, virsdamas milžinišku sūkuriu – GRS. Bet ne visada – tam reikia, kad netolygumas suktųsi greičiau už aplinkinius vėjus, bet ne per greitai. Tai paaiškina, kodėl GRS tėra tik viena, o ne po vieną (ar net kelias) kiekvienoje priešingų atmosferos srautų susilietimo linijoje. Ateityje GRS turėtų toliau apvalėti ir suktis vis greičiau; tyrėjai tikisi išsiaiškinti, ar GRS turėtų išnykti, kaip greičiausiai pranyko Cassini matyta dėmė, ar stabilizuotis. Tyrimo rezultatai publikuojami Geophysical Research Letters.

***

Saturno energijos disbalansas. Žemė kiekvieną žiemą iš Saulės gauna šiek tiek daugiau energijos, nei vasarą, nes sausio pradžioje yra arčiausiai žvaigždės. Šie skirtumai – nedideli, nesiekia 10%, ir vidutinė planetos temperatūra dėl to beveik nepakinta. Be to, ir trunka svyravimai tik po keletą mėnesių. Planetose-milžinėse situacija kitokia. Štai Saturnas artimiausiame Saulei orbitos taške gauna apie 40% daugiau energijos, nei tolimiausiame. O ratą aplink Saulę jis apsuka tik per 30 Žemės metų, taigi kiekvienas metų laikas trunka po 7-8 kartus ilgiau, nei visi metai Žemėje. Dabar, remdamiesi Cassini zondo stebėjimų duomenimis, mokslininkai pirmą kartą apskaičiavo Saturno energijos biudžetą ir nustatė, kad planeta patiria milžinišką temperatūros svyravimą. Cassini, tyrinėjęs Saturną 2004-2017 metais, matė ir metų laikų pokyčius – pasiekė planetą šiaurės pusrutulio žiemos pradžioje, o baigė misiją prasidedant vasarai. Tarp daugelio dalykų, kuriuos jis matavo, buvo ir spinduliuotės intensyvumas Saturno debesų viršuje, kitaip tariant, kiek spinduliuotės pabėga į kosmosą. Apjungę Cassini duomenis su ankstesniais ir vėlesniais stebėjimais iš Žemės, mokslininkai nustatė, kad išspinduliuojama energija kinta nuo 4,8 iki 5 vatų kvadratiniam metrui, tuo tarpu planetos gaunama energija – nuo 4,7 iki 5,3, arba per maždaug 16%. Per tiek pat kinta ir šių energijų balansas; kartais Saturnas šyla, kartais – vėsta. Tokie globalūs temperatūros pokyčiai gali suteikti energijos įvairiausiems sūkuriams Saturno atmosferoje. Analizė taip pat parodė, kad netolygumai yra ir globalūs, ir pusrutuliniai, t.y. reikšmingai skiriasi energijos balansas kiekviename pusrutulyje. Panaši situacija turėtų būti ir kitose dujinėse planetose – Jupiteryje, Urane, Neptūne – bei už Saulės sistemos ribų. Tyrėjai tikisi šią hipotezę patikrinti artimiausiu metu. Šis atradimas padės patobulinti atmosferų modelius, o gal net ir nagrinėjant Žemės klimato raidą. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Communications.

***

Titano pakrančių erozija. Saturno palydovas Titanas yra vienintelis Saulės sistemos kūnas, neskaitant Žemės, kuriame teka upės, plyti ežerai ir jūros, lyja lietūs. Tiesa, skystas ten ne vanduo, o metanas ir etanas. Stebėti šiuos darinius ir reiškinius sudėtinga, nes Titaną gaubia tanki atmosfera. Tad kol kas neaišku, ar ežerai ir jūros ten banguoja – esama netiesioginių įrodymų, bet jie vertinami nevienareikšmiškai. Dabar grupė mokslininkų teigia radę bangų egzistavimo įrodymų, nagrinėdami galimą erozijos poveikį Titano jūrų pakrantėse. Žemėje vandens telkinių pakrantės patiria eroziją dėl įvairių procesų: potvynių ir atoslūgių, lietaus, bangavimo, upių tėkmės ir taip toliau. Tyrimo autoriai išnagrinėjo, kaip pakrantės forma priklauso nuo dominuojančio erozijos proceso ar jų sąveikos, mat Žemėje apie pastaruosius žinome gana neblogai. Pritaikę gautas įžvalgas Titanui jie nustatė, kad Saturno palydovo jūrų pakrantės labiausiai primena zonas, kurias iš pradžių užpylė potvynis, o vėliau užliedavo bangos. Potvynis greičiausiai buvo upės išsiliejimas į slėnį, kadaise suformavęs jūrą. Kiti scenarijai, įskaitant kurio nors vieno proceso poveikį ar jokios erozijos nebuvimą, pakrančių savybes paaiškino daug prasčiau. Nors ir netiesioginis, tai gana tvirtas įrodymas, kad Titano jūrose tikrai banguoja. Tai, savo ruožtu, leidžia daryti išvadas apie vėjo greitį palydove ir geriau suprasti Titano raidą, o ateityje padės planuojant naujas misijas į šį egzotišką pasaulį. Tyrimo rezultatai publikuojami Science Advances.

***

Maždaug keturiskart už Mėnulio pilnatį didesniame dangaus lopinėlyje pietiniame Altoriaus žvaigždyne, pažvelgę stipresniu mėgėjišku teleskopu, išvystume štai tokias dujų draiskanas. Molekulinio debesies pakraštyje matomas gijas suformavo neseniai gimusių žvaigždžių ultravioletinė spinduliuotė, nuotraukoje matoma kaip melsvas švytėjimas. Ji išstumdė tankių dujų gumulus ir toliau juos ardo, o šiuo momentu struktūra šiek tiek primena du besikaunančius drakonus ar kitokias mitines pabaisas.

***

Jaunos šaltos neutroninės žvaigždės. Kai žvaigždė, kuri tik gimusi buvo 8-10 kartų masyvesnė už Saulę, baigia savo gyvenimą, ji sprogsta supernova, o jos branduolys susitraukia į neutroninę žvaigždę. Tai yra maždaug dviejų Saulės masių objektas, suspaustas iki keliolikos kilometrų skersmens. Tokios ekstremalios sąlygos yra didžiausias medžiagos tankis, kokį žinome Visatoje. Tyrinėdami neutronines žvaigždes, mokslininkai tikisi išsiaiškinti, kaip materija elgiasi ekstremaliai aukšto tankio sąlygomis. Dabar, iš naujo išanalizavę archyvinius neutroninių žvaigždžių stebėjimų duomenis, mokslininkai padarė išvadą, kad maždaug trys ketvirtadaliai dabartinių modelių, nusakančių ekstremalų elgesį, yra klaidingi. Neutroninių žvaigždžių ir kitokios ekstremalios medžiagos savybių modeliai vadinami būvio lygtimis. Būvio lygtis nusako, kaip medžiagos slėgis priklauso nuo tankio, o iš jos galima išvesti ir daugybę kitų parametrų – temperatūrą, takumą, atsparumą deformacijoms ir taip toliau. Egzistuoja šimtai galimų būvio lygčių ekstremalaus tankio medžiagai; kol negalime jų aprašomų režimų tikrinti eksperimentiškai, atmesti kuriuos nors modelius darosi sudėtinga. Tyrimo autoriai pasitelkė anksčiau mažai nagrinėtą neutroninių žvaigždžių aspektą – temperatūros kitimą laikui bėgant, arba vėsimo funkciją. Kiekviena neutroninė žvaigždė susiformuoja labai karšta, o laikui bėgant vėsta. Temperatūros kitimas priklauso nuo jos masės, magnetinio lauko stiprumo ir būvio lygties. Nuo temperatūros, savo ruožtu, priklauso neutroninės žvaigždės rentgeno spinduliuotės intensyvumas. Tyrėjai išnagrinėto keleto dešimčių pavienių neutroninių žvaigždžių stebėjimų duomenis ir įvertino jų temperatūrą bei amžių. Pastarąjį nustatyti padėjo supernovų liekanos, kurių dydis ir judėjimo greitis leidžia apskaičiuoti, kada įvyko sprogimas. Trys neutroninės žvaigždės pasirodė anomalios: jaunos, bet šaltos. Tai reiškia, kad jos atvėso palyginus greitai. Skaitmeniniais modeliais tyrėjai sumodeliavo kiekvienos šių žvaigždžių temperatūros raidą, darydami įvairias prielaidas apie masę, magnetinį lauką ir būvio lygtį. Paaiškėjo, kad „paprastos“ būvio lygtys, kurios leidžia tik santykinai lėtą vėsimą, niekaip negali paaiškinti šių anomalijų. Tokių lygčių tarp visų galimų variantų yra maždaug trys ketvirtadaliai. Taigi remiantis šiais duomenimis, juos galima atmesti, o toliau nagrinėti reikėtų tik sudėtingesnius būvio lygties variantus, kurie įtraukia įvairias egzotiškas struktūras ir leidžia žvaigždėms atvėsti greitai. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Astronomy.

***

Neutroninių žvaigždžių gravitacinės bangos. Neutroninės žvaigždės aplink savo ašį sukasi labai tvarkingai ir tolygiai. Dar prieš kelis dešimtmečius pulsarai – periodiškai žybsinčios neutroninės žvaigždės – buvo tikslesni laikrodžiai už geriausius žmonių sukurtus prietaisus. Tačiau net ir jie nėra tobuli: kartkartėmis pulsaruose įvyksta „trūkiai“ (angl. glitch) – labai staigūs sukimosi greičio padidėjimai. Manoma, kad jie susiję su sąveika tarp santykinai kietos plutos ir sūkurių supertakiame bei superlaidžiame branduolyje. Bet koks masyvus kūnas, judantis su pagreičiu, kuria gravitacines bangas. Neutroninės žvaigždės, kaip kompaktiškiausi žinomi objektai, yra žinomas gravitacinių bangų šaltinis – tiesa, jas skleidžia besijungiančios dvinarės. Naujame darbe apžvelgiami būdai, kaip ir kokias gravitacines bangas gali skleisti pavienių neutroninių žvaigždžių trūkiai. Trūkio metu įsitempusi pluta persikonfigūruoja, tai panašu į drebėjimą žvaigždės paviršiuje. Toks įvykis gali sukelti vieną ar kelis trumpus aukšto dažnio gravitacinių bangų pliūpsnius. Po jo seka ilgas – nuo dienų iki metų trunkantis – atsistatymo laikotarpis, per kurį sukimosi periodas vėl pailgėja. Jo metu gali pasklisti silpnesnės, žemesnio dažnio bangos. Dar ilgesniais laikotarpiais procesai, vykstantys neutroninės žvaigždės branduolyje, tokie kaip sūkurių formavimasis ir nykimas, gali skleisti nuolatines bangas. Kol kas nei vienas šių signalų neaptiktas, bet net ir tai leidžia apibrėžti, kokie galimi maksimalūs pokyčiai žvaigždžių viduje. Netolimoje ateityje nauji detektoriai galbūt aptiks tokius signalus, o jų analizė leis suprasti neutroninių žvaigždžių struktūros ypatumus. Tyrimo rezultatai publikuojami Astroparticle Physics.

***

Karšti neutrinai kilonovose. Dvi neutroninės žvaigždės susijungdamos paskleidžia gravitacines bangas ir sprogimo bangą, vadinamą kilonova. Nauji skaitmeniniai modeliai atskleidė, kaip vystosi energijos balansas susidūrimo metu ir kad kurį laiką sistemos vystymąsi lemia karšti įkalinti neutrinai. Neutrinai yra elementariosios dalelės, kurios praktiškai neturi masės ir labai silpnai sąveikauja su kita medžiaga. Kiekvieną sekundę per kiekvieno mūsų kūną pralekia trilijonai neutrinų, daugiausiai gimusių Saulės gelmėse. Neutroninių žvaigždžių temperatūra gali siekti milijardus laipsnių, tačiau šiluminė energija sudaro tik menkutę visos objekto energijos dalį. Tuo tarpu susidūrimo vietoje temperatūra gali pakilti tūkstančius kartų, tad šiluminė energija tampa reikšminga. Zona, apgaubta abiejų žvaigždžių, yra nepermatoma, taigi perteklinės energijos išspinduliuoti neįmanoma. Naujojo tyrimo autoriai nusprendė išnagrinėti, ar energiją galėtų išnešti neutrinai. Apskaičiavę susidūrimo eigą modelių, kuriame įtraukti įvairūs reliatyvistiniai ir kvantiniai reiškiniai, jie padarė išvadą, kad pirmas 2-3 milisekundes po susidūrimo pradžios karštasis regionas yra neskaidrus net ir jiems. Vėliau sistema grįžta į šiluminę pusiausvyrą. 2-3 milisekundės gali atrodyti labai trumpas laiko tarpas, tačiau neutroninių žvaigždžių poros sukimosi periodas prieš pat susijungimą yra maždaug viena milisekundė, tad santykinai neskaidrumas išlieka ilgai. Karštų neutrinų sąveika su neutroninių žvaigždžių medžiaga, skverbimasis kiaurai ją ir, galiausiai, pabėgimas greičiausiai sukelia įvairius virpesius, kurie turėtų atsispindėti tiek gravitacinių bangų signale, tiek sprogimo spinduliuotėje. Ateities gravitacinių bangų detektoriai greičiausiai bus pajėgūs aptikti tokias detales ir taip atskleis dar daugiau žinių apie neutroninių žvaigždžių struktūrą. Tyrimo rezultatai publikuojami Physical Review Letters.

***

Ankstyvos Visatos aktyvaus branduolio struktūra. Aktyviais branduoliais vadinami galaktikų centrai, kuriuose į supermasyvią juodąją skylę sparčiai krenta dujos. Įkaitusių dujų spinduliuotė gali nustelbti visos galaktikos žvaigždes ir turi reikšmingą poveikį galaktikos evoliucijai. Aktyvius branduolius aptinkame tiek aplinkinėje Visatoje (nors štai mūsų Galaktika šiuo metu nėra aktyvi), tiek tolimoje praeityje, praėjus mažiau nei milijardui metų nuo Didžiojo sprogimo. Aplinkinių galaktikų aktyvūs branduoliai pasižymi įvairiomis struktūromis aplink juodąją skylę: prie pat yra plonas dujų diskas, gaubiamas reto karšto vainiko, kiek toliau – besisukantis debesų riestainis, vadinamas toru, dar būna čiurkšlės, įvairūs kiti debesys ir taip toliau. Dabar pirmą kartą šių struktūrų pėdsakai aptikti labai jaunos Visatos aktyviame branduolyje. Stebėjimams pasirinktas objektas, žinomas katalogo numeriu J1120+0641, yra vienas iš tolimiausių žinomų kvazarų – ypatingai ryškių aktyvių branduolių; jo šviesa iki mūsų keliauja beveik 13 milijardų metų. James Webb teleskopu išmatuotas objekto spektras parodė, kad ten yra ir toras, ir greitai lakstantys debesys, ir plonas dujų diskas. Tiek visko, tiek debesų savybės praktiškai nesiskiria nuo randamų aplinkinėse galaktikose. Vienintelis skirtumas – dulkės tore J1120+0641 yra maždaug 100 laipsnių  karštesnės – viršija 1400 kelvinų. Taigi vos per kelis šimtus miljionų metų po Didžiojo sprogimo ėmė rasti aktyvūs branduoliai su aiškiomis ir į šiuolaikškas panašiomis savybėmis. Kvazaro centrinė juodoji skylė taip pat yra viena masyviausių jaunoje Visatoje – pusantro milijardo Saulės masių. Tai reiškia, kad užaugti ji turėjo ypatingai sparčiai ir efektyviai. Vienas tyrimo tikslų buvo išsiaiškinti, galbūt pirmųjų kvazarų struktūros labai skyrėsi, leisdamos juodosioms skylėms augti greičiau, nei šiandien. Bet rezultatai rodo, kad tokių skirtumų nebuvo, tad paaiškinimų ieškoti reikės kitur. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Astronomy.

***

Kaip Visatoje atsirado dalelės? Atsakymas susijęs su infliacija ir kitais reiškiniais, nutikusiais pačioje Visatos pradžioje. Apie tai pasakoja profesorius Ed Copeland kanale Sixty Symbols:

***

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

Laiqualasse