Šaldamos medžiagos stingsta, spaudžiamos neretai irgi pereina į tankesnes būsenas. Viena iš daugiausiai dėmesį kaustančių šio proceso pasekmių kosmose – deimantai netikėtose vietose. Štai praeitą savaitę paskelbti skaičiavimai rodo, jog Merkurijaus mantijos-branduolio ribą greičiausiai žymi keliolikos kilometrų deimanto sluoksnis. Gerokai aukštesnio tankio sąlygomis – neutroninėse žvaigždėse – neutronai gali „išsisunkti“ iš atomų branduolių, o dabar nustatyta, kad specifinėmis sąlygomis tą patį gali padaryti ir protonai. Kitose naujienose – pirmasis naujos europietiškos raketos skrydis, artimiausia masyvi juodoji skylė, pulsuojančios galaktikų čiurkšlės ir azotas vandeninės planetos atmosferoje. Gero skaitymo!

***

Ariane 6 pagaliau pakilo. Kai kalba pasisuka apie raketas, erdvėlaivius ir panašius kosminius inžinerinius projektus, bent jau pastaruoju metu neišvengiame daugybės vėlavimų. Gerokai vėlavo SpaceX ir juo labiau Boeing įgulos kapsulės, James Webb vėlavimai tapo legendomis, problemų toli gražu neišvengė ir Europos kosmoso agentūra. Naujoji jos pagrindinė raketa-nešėja, Ariane 6, atidėliota buvo daugiau nei ketverius metus. Nuo praeitų metų, kai paskutinį kartą pakilo jos pirmtakė Ariane 5, ESA turėjo nuomotis skrydžių paslaugas iš SpaceX ar kitų organizacijų. Bet pagaliau antradienį skrydis įvyko. Vėlų vakarą Lietuvos laiku raketa pakilo iš Prancūzijos Gvianoje esančio kosmodromo ir po kiek ilgiau nei valandos į orbitą paleido spiečių mažyčių palydovų. Šiuo metu suplanuotas dar vienas raketos paleidimas šiemet, šeši kitąmet ir aštuoni 2026-aisiais. Iš viso jau užsakyti 29 Ariane 6 skrydžiai, kurių dauguma bus skirti Amazon palydovinio interneto tinklo Kuiper komponentams pakelti. Apskritai Ariane 6 galės kelti palydovus tiek į žemąją orbitą kelių šimtų kilometrų aukštyje, tiek į geostacionarią 30 tūkstančių kilometrų virš planetos paviršiaus.

***

Ši nuotrauka gali pasirodyti kaip techninis nesklandumas arba prastas fotomontažas. Bet iš tiesų tai – tiesiog netikėtas sutapimas: meteoras aukštai Žemės atmosferoje praskriejo pro kadrą kaip tik tuo metu, kai buvo fotografuojama Trikampio galaktika, arba M33. Ši galaktika yra trečia didžiausia Vietinėje grupėje, o ją nuo mūsų skiria beveik megaparsekas – truputį daugiau, nei Andromedą. Meteoras – kosminės dulkės sukeltas žybsnis, įkaitinus atmosferos molekules. Nuo dulkės nugaravusios karštos molekulės aukštutinės atmosferos vėjų nupūstos kaip tik tolyn nuo galaktikos, todėl į vieną pusę nuo meteoro linijos matome rausvą šleifą.

***

Magnetinių smūgių poveikis Žemei. Žemės magnetosfera saugo mus nuo Saulės vėjo – energingų elektringų dalelių srauto. Šis srautas nėra visai tolygus; kartais jame atsiranda sutankėjimų arba srautas staiga pagreitėja, o tai sukuria smūgines bangas tolesniuose sluoksniuose. Šios tarpplanetinės smūginės bangos, pasiekusios Žemę, gali suspausti magnetosferą ir sukelti įvairių žalingų reiškinių. Vienas jų – indukuotos elektros srovės, kurios susidaro įvairiuose laidininkuose, tokiuose kaip aukštos įtampos laidai, naftos ar dujų vamzdžiai ir panašiai. Naujame tyrime išnagrinėti archyviniai detektorių duomenys iš dujotiekio linijos ties Mäntsälä miesteliu pietų Suomijoje bei tarpplanetinių smūginių bangų katalogai, ieškant pastarųjų poveikio dėsningumų. Per beveik 30 metų užfiksuota 600 Žemę pasiekusių tarpplanetinių smūginių bangų, o jų dažnumas koreliuoja su Saulės dėmių skaičiumi. Tyrėjai pasinaudojo 332 smūginių bangų informacija – nustatė, kuria kryptimi bei kokiu greičiu jos pataikė į Žemės magnetosferą. Tada paaiškėjo, kad smūgiai, į Žemę pataikantys kaktomuša – t.y. kai banga atskrieja tiesiai nuo Saulės – sukelia stipresnius efektus tiek iškart, tiek per vėliau kylančią geomagnetinę audrą. Stipriausias efektas nutikdavo tada, kai smūginė banga Žemę pasiekdavo vietinį magnetinį vidurnaktį – kitaip tariant, kai Žemės magnetinis ašigalis buvo tiksliai tarp Saulės ir nagrinėjamo vamzdyno. Tarpplanetiniai smūgiai į Žemę pataiko daug dažniau, nei tiesioginiai Saulės pliūpsniai. Nors jų keliamos audros silpnesnės, indukuotos srovės gali pridaryti problemų elektronikai, o per ilgą laiką – ir laidams ar vamzdynams. Jų kryptį galima nustatyti likus bent porai valandų iki susidūrimo. Žinant, kad artėja smūgis, ir galint įvertinti tikėtiną jo poveikį, būtų galima išsiųsti perspėjimą atitinkamų regionų infrastruktūros priežiūros institucijoms. Saugotis nuo kiekvieno smūgio visoje Žemėje nebūtų praktiška, taigi tikslesnis supratimas apie skirtingų smūgių poveikį labai naudingas praktikoje. Tiesa, tyrėjai pripažįsta, kad kol kas analizė labai ribota – pavyzdžiui, neaišku, kiek laiko užtrunka nuo bangos susidūrimo su magnetosfera iki geomagnetinės audros piko Žemės paviršiuje. Tokius duomenis galėtų suteikti dedikuoti stebėjimai bent keliose skirtingose vietose. Tyrimo rezultatai publikuojami FrASS. 

***

Deimantai Merkurijaus gelmėse. Merkurijus kai kuriais atžvilgiais yra keista planeta. Net 70% jo masės sudaro metalinis branduolys; tuo tarpu Žemės ir kitų uolinių planetų branduoliai sudaro tik apie trečdalį planetų masės. Planetos paviršiuje neįprastai daug anglies – tiksliau, grafito. Tiek anglinių asteroidų į Merkurijų nukristi negalėjo, taigi didžioji dalis anglies turėtų būti pirmykštė – atsiradusi kartu su planeta. Vadinasi, kadaise Merkurijaus magmos okeane buvo daug išsimaišiusios anglies, kuri vėliau kristalizavosi kaip grafitas. Dabar mokslininkai apskaičiavo, kad grafitas visai nebūtinai buvo vienintelė kristalinė anglies forma, o Merkurijaus gelmėse gali būti net keliolikos kilometrų storio deimantų sluoksnis. Anglies, ar bet kokio kito elemento, kristalų formavimasis priklauso nuo stingimo temperatūros. Naujojo tyrimo autoriai išnagrinėjo Merkurijaus stingimo aplinkybes ir eigą, remdamiesi tiek naujais teoriniais modeliais, tiek naujausiais eksperimentiniais duomenimis apie anglies elgesį aukšto slėgio bei temperatūros sąlygomis. Jei Merkurijaus magmos okeanas buvo sudarytas tik iš geležies ir silikatų (na, ir anglies priemaišų), grafitas tikrai buvo vienintelė tikėtina kristalinė anglies forma. Tačiau greičiausiai ten buvo ir nemažai sieros, o tai pakeitė magmos savybes taip, kad iš jos galėjo kristalizuotis ir deimantai. Įmanoma, kad deimantai kristalizavosi dar magmai nesustingus, tačiau toks scenarijus mažai tikėtinas. Daug labiau tikėtina, kad deimantas kristalizavosi magmai stingstant, o kristalai skendo iki mantijos-branduolio ribos, maždaug 400 kilometrų gylyje po planetos paviršiumi. Tuo tarpu branduolyje besiformuojantys deimantai kilo aukštyn, irgi iki šios ribos. Tikėtina, kad ten susikaupė net 15-18 kilometrų storio deimantų sluoksnis. Aišku, pasiekti jį jokių galimybių neturime, tačiau aukštas deimanto šiluminis laidumas padeda sulyginti branduolio ir mantijos temperatūras, o tai atsiliepia branduolio medžiagos judėjimui ir magnetinio lauko generavimui. Panašios sąlygos galėjo susidaryti ir įvairiose egzoplanetose, kuriose buvo daug anglies, tad į deimantų sluoksnių poveikį reikėtų atsižvelgti modeliuojant jų klimatą ir magnetinius laukus. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Communications.

***

Azotas vandeninės planetos atmosferoje. Planeta LHS 1140b yra išskirtinė – tai antra artimiausia Saulės sistemai tranzituojanti planeta, kurios vidutinė paviršiaus temperatūra tinkama skystam vandeniui egzistuoti. Planetos spindulys maždaug 1,7 karto didesnis už Žemės, taigi ji patenka į „spindulio slėnį“ – spindulių pasiskirstymo regioną į tarpą tarp uolinių (kaip Žemė) ir dujinių (kaip Neptūnas ar didesnių), kuriame planetų nedaug. Ne per seniausiai apskaičiuota planetos masė rodo, kad ji tikrai nėra uolinė – tankis per mažas. Tačiau turint vien spindulio ir masės duomenis lieka dvi įmanomos radikaliai skirtingos planetos struktūros interpretacijos: arba tai yra dujinė milžinė, kurios tankų branduolį gaubia vandenilio atmosfera, arba vandeninė planeta, kurioje vanduo sudaro iki 20% visos masės. Siekdami išsiaiškinti, kuri interpretacija teisingesnė, astronomai neseniai atliko sistemos stebėjimus James Webb teleskopu, o dabar pristatė rezultatus. Stebėjimai daryti du kartus, planetos tranzitų metu; žvaigždės spektro pokyčiai tuo metu leidžia įvertinti planetos atmosferos sudėtį. Gauti rezultatai nėra ypatingai aiškūs, tad tyrimo autoriai lygino juos su įvairiais galimais planetos klimato modeliais. Pagrindinės gautos išvados buvo dvi. Pirmoji – LHS 1140b tikrai neturi vandenilio atmosferos: joks modelis su vandeniline atmosfera neatitiko stebėjimų rezultatų. Antroji – planetos atmosferoje greičiausiai yra gausu azoto. Šios molekulės signalas formaliai nėra toks statistiškai reikšmingas, kad galima būtų tvirtai teigti ją aptikus, tačiau panašu, kad azoto tikrai esama. Ateityje gausesniais spektroskopiniais stebėjimais bus galima patikrinti šių atradimų tikrumą ir daugiau išsiaiškinti apie šios tikrai įdomios planetos atmosferą. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Daug dvinarių baltųjų nykštukių. Kai žvaigždė, kurios masė nesiekia aštuonių Saulės masių, baigia gyvenimą, ji nusimeta išorinius sluoksnius, o centre lieka baltoji nykštukė. Dažniausiai sudaryta iš anglies ir deguonies, ji pradžioje yra labai karšta – paviršiaus temperatūra siekia 30 tūkstančių laipsnių ir daugiau – ir spinduliuodama po truputį vėsta. Teoriniai modeliai aiškiai prognozuoja, kaip laikui bėgant turėtų keistis nykštukės šviesis ir temperatūra; dauguma žinomų nykštukių atitinka šią prognozę. Visgi kai kurios yra daug šviesesnės pagal savo temperatūrą. Tai gali būti kokios nors anomalijos, visgi labiau tikėtina hipotezė, kad tai yra glaudžios baltųjų nykštukių poros. Negalėdami išskirti jų į du atskirus taškelius, matome suminį šviesį, kuris gali būti iki dviejų kartų didesnis, nei pavienės. Nykštukių poros astronomams labai įdomios tuo, kad susijungusios į vieną gali viršyti Chandrasekharo ribą – teorinę maksimalią baltosios nykštukės masę, lygią maždaug 1,4 Saulės masės. Tada nykštukėje prasideda nevaldomos termobranduolinės reakcijos ir ji sprogsta kaip Ia tipo supernova, o šie sprogimai naudojami atstumams iki tolimų galaktikų matuoti. Kuo geriau suprasime baltųjų nykštukių populiacijos, ypač dvinarių atstovių, savybes, tuo tiksliau matuosime ir tolimus atstumus, o kartu ir Visatos plėtimosi spartą. Dabar mokslininkai nuodugniai ištyrė dvinarių baltųjų nykštukių populiaciją ir rado, kad dauguma porų susijungusios greičiausiai nesprogs. Jie paėmė 399 „per ryškių“ baltųjų nykštukių katalogą, atsitiktinai pasirinko 117 ir atliko jų stebėjimus su labai jautriu spektrografu Viljamo Heršelio teleskope Kanarų salose. 34 objektai, arba 29% imties, pasirodė tikrai esą dvinarės baltosios nykštukės – spektre pastebėti linijų susidvejinimai, atsirandantys, kai dvi vizualiai susiliejusios nykštukės juda priešingomis kryptimis mūsų atžvilgiu. Dar 38 objektų spektrus lengviau paaiškinti dvinarėmis sistemomis, nors linijų susidvejinimo ir nematyti. Likusios 45 greičiausiai yra pavienės nykštukės, kurios ryškiau šviečia dėl kitokių anomalijų. Taigi 29-62% „pernelyg ryškių“ baltųjų nykštukių turbūt yra dvinarės sistemos. Dauguma aptiktųjų susidvejinusių linijų nykštukių susideda iš panašios masės komponenčių, o jų bendra masė tėra 1-1,3 Saulės masių. Susijungusios jos gali sprogti dėl jungimosi metu susidarančių sutankėjimų, kuriuose gali prasidėti termobranduolinės reakcijos, tačiau taip pat gali nusistovėti kaip masyvios baltosios nykštukės. Tiesa, anglis jose turbūt sureaguotų su helio likučiais ir suformuotų daug neono, tad šių objektų cheminė sudėtis būtų kitokia, nei daugumos baltųjų nykštukių. Vienos nagrinėtos sistemos, kurią nuo mūsų skiria 49 parsekai, bendra masė viršija Chandrasekharo ribą. Tai vos antra žinoma dvinarė baltoji nykštukė su šia savybe. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Artimiausia masyvi juodoji skylė. Astronomai juodąsias skyles skirsto į dvi grupes: žvaigždines ir supermasyvias. Pirmųjų masė palyginama su žvaigždžių – nuo maždaug penkių iki maždaug 150 kartų didesnė už Saulės. Jos atsiranda mirštant masyvioms žvaigždėms arba jungiantis mažesnės juodosioms skylėms. Supermasyvių masės prasideda nuo kelių šimtų tūkstančių Saulės masių, o didžiausios žinomos siekia virš 40 milijardų. Jos randamos galaktikų centruose, o kilmė iki galo neaiški. Tarp šių ribų, 150-100000 Saulės masių intervale, juodųjų skylių beveik nėra. Esama keleto nevienareikšmių atradimų, daugiausiai kamuoliniuose žvaigždžių spiečiuose, bet jų statistinis patikimumas neaiškus, o ir interpretuoti juos galima kitaip, nei juodąja skyle. Bet dabar paskelbtas tvirčiausias ligšiolinis įrodymas egzistuojant tokią tarpinės masės juodąją skylę (IMBH). Ji atrasta ten, kur jau seniai įtarėme tokią esant – Kentauro Omegos kamuoliniame spiečiuje, masyviausiame iš visų, skriejančių Paukščių Take. Manoma, kad tai yra kadaise prarytos nykštukinės galaktikos liekana. Jau seniau, remdamiesi žvaigždžių judėjimo modeliais, astronomai teigė ten esant juodąją skylę, bet tie įrodymai paliko nemaža klausimų ir abejonių. Naujojo tyrimo autoriai surinko archyvinius Hubble teleskopo duomenis ir išskyrė juose daugybę žvaigždžių spiečiaus centre. Tarp jų aptiko septynias, judančias dideliais greičiais. Tie greičiai gerokai viršija greitį, kurio reikėtų pabėgti iš Kentauro Omegos žvaigždžių kuriamo gravitacinio potencialo. Faktas, kad atrastos žvaigždės iš ten nepabėgo, rodo, jog jas laiko papildoma gravitacija – tokia, kurią generuoja tarpinės masės juodoji skylė. Minimali pastarosios masė turi būti bent 8200 Saulės masių – kaip tik IMBH intervalo viduryje. Šis atradimas papildomai patvirtina, kad Kentauro Omega yra galaktikos liekana – paprastame kamuoliniame spiečiuje tokios juodosios skylės nesitikėtume aptikti. Kentauro Omega nuo mūsų nutolusi 5,43 kiloparseko – beveik pusantro karto mažiau, nei Galaktikos centras. Taigi naujai atrastas objektas yra artimiausia mums nežvaigždinė juodoji skylė. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature. 

***

Protonų sunka neutroninėse žvaigždėse. Neutroninė žvaigždė yra masyvios, 8-10 kartų už Saulę masyvesnės, žvaigždės pomirtinė liekana. Supernovos sprogimo metu centrinė žvaigždės dalis, maždaug dvi Saulės masės, susispaudžia į vos keliolikos kilometrų spindulio rutulį. Tankis jame išauga tiek, kad elektronai ir protonai suspaudžiami tarpusavyje ir tampa neutronais. Tiesa, įvairūs struktūros modeliai rodo, kad neutroninių žvaigždžių paviršiuje atomų branduoliai išlieka nesuirę, tad visos žvaigždės mastu apie 5% masės sudaro protonai. Einant gilyn nuo neutroninės žvaigždės paviršiaus, tankis ir slėgis vis auga. Tam tikru metu jie pasidaro pakankamai dideli, kad neutronai būtų „išspaudžiami“ iš branduolių tarsi sunka. O dabar mokslininkai apskaičiavo, kad tas pat gali nutikti ir protonams. Ankstesni skaičiavimai nerodė tokios galimybės, nes neutroninės žvaigždės savybės buvo aprašomos interpoliuojant du ekstremalius būsenos variantus: idealizuotą vien iš neutronų sudarytą vientisą masę ir „paprastą“ atomų branduolių mišinį. Naujajame tyrime šio artinio atsisakyta ir būsena tiesiogiai apskaičiuota remiantis kvantinės teorijos lygtimis. Tada paaiškėjo, kad tam tikrame tankių intervale, kai protonai sudaro mažiau nei 10% visos masės, jie irgi gali išsisunkti iš branduolių į aplinkinę neutronų sriubą. Neutronų sunka atsiranda gerokai platesniame parametrų ruože, tačiau abi gali egzistuoti kartu. Įdomu, kad nedidelis protonų kiekis stabilizuoja egzotiškas neutronų struktūras, vadinamas „branduoliniais makaronais“ dėl formos panašumų į spagečius, lazanijos lakštus ir kitas makaronų rūšis. Šis atradimas padės geriau prognozuoti neutroninių žvaigždžių spinduliuotę ir magnetinio lauko efektus, o tai, savo ruožtu, leis geriau susieti jų stebėjimus su žvaigždžių struktūros analize. Tyrimo rezultatai publikuojami Physical Review Letters. 

***

Tamsioji materija nykštukinėje galaktikoje. Kiekvieną galaktiką gaubia tamsiosios materijos halas – bent jau taip manome. Kuo galaktika mažesnė, tuo halas santykinai didesnis: Paukščių Tako halo masė apie dešimt kartų didesnė, nei žvaigždžių ir dujų kartu sudėjus, o nykštukinėms šis santykis gali siekti ir tūkstantį. Apskaičiuoti halo masę galima išmatavus žvaigždžių judėjimo greitį skirtingu atstumu nuo galaktikos centro. Šį metodą pritaikyti lengviau didelėms galaktikoms: ten ir žvaigždžių daugiau, ir judėjimas tvarkingesnis, taigi pakanka mažiau duomenų, kad būtų galima įvertinti gravitacinio lauko stiprumą. Tuo tarpu nykštukinėse reikia išmatuoti žvaigždžių judėjimą visomis trimis kryptimis, nes jo komponentės gali gerokai skirtis. Dabar pirmą kartą tai padaryta. Remdamiesi keturiais Hubble teleskopo stebėjimais, kuriuos skiria net 18 metų laikotarpis, tyrėjai išmatavo šimtų žvaigždžių Drakono nykštukinėje galaktikoje padėčių pokyčius. Taip jie galėjo apskaičiuoti šių žvaigždžių judėjimo greitį dangaus skliaute, o apjungę duomenis su anksčiau išmatuotais radialiniais greičiais – nustatyti pilną judėjimo greitį bei kryptį. Taip jie galėjo susidaryti vaizdą apie galaktikos halo formą ir dydį, mat anksčiau buvo neaišku, ar radialinis žvaigždžių greitis atspindi tikrąjį, ar žvaigždės juda labai anizotropiškai – skirtingai skirtingomis kryptimis. Paaiškėjo, kad šiek tiek anizotropijos esama: išilgai galaktikos ašies dominuoja žvaigždžių judėjimas tolyn nuo centro ir artyn prie jo, o plokštumoje – statmena, tangentine, kryptimi. Visos galaktikos mastu tangentinis judėjimas šiek tiek reikšmingesnis už radialinį. Judėjimo greičio kitimas skirtingi atstumu nuo centro leido įvertinti, kad centrinėje galaktikos dalyje tamsiosios materijos tankis mažėja beveik tiesiogiai proporcingai atstumui. Tokį sąryšį prognozuoja standartinis kosminių struktūrų augimo modelis, vadinamas Lambda-CDM. Daugelio galaktikų halai centruose yra gerokai plokštesni, nei ši prognozė; skirtumas aiškinamas tuo, kad per milijardus metų besiformuojančių žvaigždžių vėjai ir sprogimai stumdė dujas tolyn nuo centro, o tai kartu „atpalaidavo“ ir tamsiosios materijos pasiskirstymą. Drakono nykštukinės galaktikos žvaigždės labai senos, taigi šis procesas negalėjo turėti didelės įtakos jos struktūrai. Taigi Drakono galaktikos struktūra patvirtina Lambda-CDM prognozes, tuo tarpu alternatyvūs modeliai tokio skirtumo tarp šios ir kitų galaktikų paaiškinti negali. Ateityje, tirdami kitas nykštukines galaktikas, astronomai galės dar geriau patikrinti Lambda-CDM prognozes ir išsiaiškinti, kokie procesai lėmė įvairiausių struktūrų augimą. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal.

***

Netolygios čiurkšlės sklinda plačiai. Aktyvūs galaktikų branduoliai – supermasyvios juodosios skylės, į kurias sparčiai krenta dujos – įvairiai paveikia savo galaktikas. Vienas iš poveikio būdų – čiurkšlės, kurias dažnai matome driekiantis nuo centro iki galaktikos pakraščių ar net toliau, į tarpgalaktinę erdvę. Viena iš poveikio pasekmių – žvaigždžių formavimosi stabdymas, įkaitinant dujas galaktikoje ir aplink ją. Neabejojama, kad būtent čiurkšlės nuveikia didžiausią darbą kaitinant medžiagą aplink galaktiką. Tačiau čiurkšlės dažniausiai yra labai siauros, taigi jų poveikis turėtų pasireikšti tik labai mažame regione išilgai jų ašių. Iš tiesų, skaitmeniniai modeliai rodo, kad vos 3% čiurkšlės energijos išsisklaido statmena jai kryptimi dideliais atstumais. To tikrai neužtenka palaikyti aukštą aplinkgalaktinių dujų temperatūrą. Visgi ankstesni modeliai turėjo vieną trūkumą: dažniausiai juose laikoma, kad energija čiurkšlei suteikiama vienoda sparta, taip pat nekinta ir paduodamos medžiagos kiekis ar greitis. Realiose čiurkšlėse matomi įvairūs sutankėjimai, kurie rodo, kad energijos padavimas nėra pastovus. Dabar mokslininkai sumodeliavo tokį nepastovumą ir parodė, kad tokiu būdu čiurkšlių energija tikrai gali pasklisti ne tik toli, bet ir plačiai. Tyrėjai sumodeliavo įvairias čiurkšles, kurioms centrinis aktyvus galaktikos branduolys medžiagą paduoda nepastoviai: pavyzdžiui, reguliariai kintančiu greičiu. Tokie pulsai plintančioje čiurkšlėje dažniausiai sukurdavo „dumplių“ efektą: sulėtėjus medžiagai ar kitaip sumažėjus paduodamai energijai, jau nutolusi čiurkšlės medžiaga imdavo plisti atgal; energijos padavimui vėl išaugus, nauja medžiaga susidurdavo su sena ir sukurdavo stiprią smūginę bangą. Jei pulsavimai vykdavo greitai, lyginant su čiurkšlės plitimu, smūginės bangos išplisdavo į šalis. Esant palankiems parametrams, į šalis išsisklaidydavo iki 30% čiurkšlės energijos. Tokio kiekio jau pakanka paaiškinti, kodėl dujos aplink aktyvias galaktikas neatvėsta ir nenukrenta į centrą, kur galėtų sparčiai formuoti žvaigždes. Šis tyrimas – vienas iš pastaruoju metu vis dažniau pasitaikančių, kuriuose įvertinamas astrofizikinių reiškinių kintamumo ilgomis laiko skalėmis – gerokai ilgesnėmis, nei galime stebėti tiesiogiai – poveikis. Tyrimo rezultatai publikuojami MNRAS.

***

Tolimų galaktikų spinduliuotė yra raudonesnė, nei aplinkinių, nes dėl erdvės plėtimosi išsitempia ir iš jų atlekiantys fotonai. Erdvės plėtimasis veikia ir laiko tėkmę – praeityje laikas ėjo lėčiau. Apie neseniai atrastus šio reiškinio įrodymus pasakoja Sabine Hossenfelder:

***

Erdvėlaikio savybių analizė gravitacinėmis bangomis. Gravitacinės bangos yra erdvės išsiplėtimai ir susitraukimai, sklindantys į visas puses nuo šaltinio. Pagal paprasčiausius jų modelius, praėjus bangai erdvėlaikis grįžta į pradinę būseną. Tačiau detalesnė analizė rodo, jog dalis perturbacijos lieka „užrakinta“ ilgam laikui, kitaip tariant, erdvėlaikis turi „gravitacinių bangų atmintį“. Keletas tyrimų pastaraisiais metais nagrinėjo, kaip būtų galima pasitelkti šią atmintį, siekiant išsiaiškinti daugiau apie gravitacinių bangų šaltinius. O dabar mokslininkai ištyrė kitą aspektą – kaip gravitacinių bangų atmintis leistų įvertinti fundamentalias erdvėlaikio savybes. Idėja remiasi teoriniu modeliu, pagal kurį įvairios erdvėlaikio simetrijos – savybės, išliekančios nepaisant tam tikrų transformacijų – lemia gravitacinių bangų atminties stiprumą. Tyrėjai išnagrinėjo keturis teorinius modelius, derančius su bendrąja reliatyvumo teorija, tačiau ją praplečiančius, ir įvertino galimą atminties efektą kiekvienam iš jų. Tada jie apskaičiavo, kokios trukmės stebėjimų reikėtų, norint atskirti vieną modelį nuo kito, įvairiais detektoriais. Su Einšteino teleskopu – Europos mokslininkų planuojamu antžeminiu detektoriumi, kuris turėtų pradėti darbą ateinančio dešimtmečio viduryje – patikimai atskirti modelius turėtų pavykti vos per pusmetį stebėjimų. Prijungus analogišką JAV detektorių Cosmic Explorer, laikas sutrumpėja iki trijų mėnesių. Taigi po dešimties metų ar kiek daugiau gravitacines bangas galėsime panaudoti ne tik juodųjų skylių ar neutroninių žvaigždžių tyrimams, bet ir fundamentalių modelių aeba Visatos erdvėlaikio struktūrą patikrinimui. Tyrimo rezultatai publikuojami Physical Review Letters.

***

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

Laiqualasse