Kosmose objektai dažniausiai susitinka ar išsiskiria veikiami nenumaldomų gravitacijos jėgų. Tiesa, kartais būna ir kitaip: pavyzdžiui, Jupiterio atmosferoje, kurią daugiau valdo hidrodinamika, kartais susitinka anticiklonai. Mažesni tokie sūkuriai gali pamaitinti ir stabilizuoti didesnįjį – Didžiąją raudonąją dėmę. Didesniu mastu praeitos savaitės naujienose randame išsiskyrimą – aptiktą pirmą labai mažą žvaigždę arba rudąją nykštukę, kurios greičio pakanka pabėgti iš mūsų Galaktikos. Galaktikų centruose esančios juodosios skylės po galaktikų susijungimo ilgai artėja viena prie kitos, o šiam procesui gali padėti tamsioji materija. Tuo tarpu jungiantis galaktikų spiečiams, tamsioji ir įprasta materijos išsiskiria; toks reiškinys parodytas sistemai, kurioje spiečiai užstoja vienas kitą. Kitose naujienose – patvirtintas lavos tunelis Mėnulyje, keistai organiškas akmuo Marse ir galimas popaviršinis vandenynas Urano palydove Arielyje. Gero skaitymo!
***

Patvirtintas natūralus tunelis Mėnulyje. Mėnulio paviršiuje keliose vietose nufotografuotos duobės, kurios atrodo kaip kiaurymės, atsiveriančios į dideles ertmes po paviršiumi. Manoma, kad tos ertmės – lavos tuneliai, susidarę kai per milijardus metų sudūlėjo minkštesnės uolienos, paliktos kadaise po paviršiumi tekėjusios magmos. Tačiau iki šiol tai buvo tik spėlionės, nors ir paremtos analogais Žemėje ir Mėnulio raidos modeliais. Dabar mokslininkai pirmą kartą patvirtino, kad viena kiaurymė atsiveria į didelę popaviršinę ertmę. Pažvelgti kiaurai Mėnulio uolienas į galimas ertmes po paviršiumi – nelengva užduotis, bet ją įveikti padeda radaras. Tiesa, dažniau radaro signalais buvo ieškoma vandens ar kitokių mineralų pėdsakų. Naujojo tyrimo autoriai paėmė archyvinius duomenis, kuriuos dar 2010 metais surinko Mėnulio apžvalgos zondas (LRO). Jie išnagrinėjo regioną aplink geriausiai žinomą kiaurymę, esančią Ramybės jūroje. Radaro atspindžiai aplink kiaurymę rodo po ja esant bent 80 metrų ilgio ir 45 metrų pločio olą. Tokios olos ypatingai domina ilgalaikių žmonių misijų į Mėnulį planuotojus, mat jose įkurta bazė būtų apsaugota nuo žalingos spinduliuotės, Saulės vėjo bei meteoritų smūgių, kurie kelia didelį pavojų paviršiuje. Tolimesnėje ateityje netgi svarstoma apie tai, kad kiaurymėse būtų galima įrengti šliuzus, o tunelius pripildyti atmosfera ir juose įrengti miestus. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Astronomy.

***

Mėnulio plutos išsilydimo amžius. Tik susiformavusį Mėnulį dengė magmos okeanas. Per kelias dešimtis milijonų metų jis sustingo ir susiformavo pluta – tai nutiko prieš 4500 milijonų metų arba daugiau. Bet vėliau į mūsų palydovą dar pataikė ne vienas didelis asteroidas; kartais jie galėjo išlydyti didelę jaunos plutos dalį. Jau seniai buvo žinoma, kad toks įvykis nutiko prieš maždaug 4330 milijonų metų, bet gaunamos paklaidos neleido pasakyti, ar tai buvo vienas milžiniškas smūgis, išlydęs kone visą Mėnulio paviršių, ar keletas smulkesnių. Dabar, naudodami naujus analizės metodus, mokslininkai patvirtino pirmosios interpretacijos teisingumą. Plutos išsilydimo laikotarpis datuojamas vadinamuoju urano-švino radioaktyvaus datavimo metodu: skirtingi radioaktyvūs urano izotopai skyla į skirtingus švino izotopus ir tą daro nevienodai sparčiai, todėl laikui bėgant, keičiasi švino ir urano izotopų santykiai uolienoje. Seniau analizuoti Apollo misijų pargabenti bei iš Mėnulio nukritusių meteoritų mėginiai – mineralo cirkono granulės – turėjo daugiau nei 10 milijonų metų paklaidas. Naujojo tyrimo autoriai panaudojo naujovišką metodą, kuriam reikėjo sunaikinti mėginius – ištirpdyti juos, kad būtų galima pasiekti ne tik granulių paviršių, bet ir jų viduje esančius elementus. Taip datavimo paklaidas pavyko sumažinti iki mažiau nei milijono metų, o skirtingose vietose surinktų mėginių amžius pasirodė svyruojąs nuo 4334 iki 4338 milijonų metų. Taigi plutos išsilydimas truko apie keturis milijonus metų. Visgi tyrėjų teigimu, geriausiai duomenis paaiškina ne keletas smūgių panašiu metu, kurie plutą išlydė lokaliai, o vienas didelis. Taip jie teigia todėl, kad visuose mėginiuose aptikta praktiškai vienoda kito elemento – hafnio – gausa ir vienodi jo izotopų – atmainų su skirtingu neutronų skaičiumi – santykiai. Tokias savybes lengviau paaiškinti, jei visa pluta buvo išsilydžiusi ir galėjo susimaišyti. Greičiausiai smūgis susijęs su Pietų poliaus-Aitkeno baseino, didžiausio smūginio kraterio Saulės sistemoje, susiformavimu. Tyrimo rezultatai publikuojami Science Advances.

***

Mėnulio paviršius, žvelgiant pro teleskopą, atrodo gana lygus ir pilkas. Bet iš tiesų tiek jo spalva, tiek reljefas netolygūs, tiesiog mūsų akims sunku tą įžvelgti. Šioje iliustracijoje ir viena, ir kita gerokai išryškinta Mėlynai pažymėtuose regionuose paviršiuje yra gausiau geležies, rausvai – aliuminio; šie regionai matomi Mėnulio jūrose, kurios yra gana lygios. Tuo tarpu aukštumos net ir paryškinus lieka gana pilkos, bet jose išryškėja krateriai bei jų gruoblėti kraštai.

***

Netikėtai organiškas akmuo Marse. Marsaeigis Perseverance, tyrinėjantis kadaise egzistavusio ežero dugną Jezero krateryje, daugiausiai ieško įvairių organinių junginių. Nors jas gali sukurti toli gražu ne vien biologiniai procesai, organinės molekulės dažnai yra būtent biocheminių reakcijų produktai. Per ketverius metus, kuriuos Perseverance jau praleido Raudonojoje planetoje, jis atrado ne vieną įdomią uolieną. Dabar atrasta matyt įdomiausia iš visų ligšiolinių. “Čejavos krioklių” (Cheyava Falls) uolienoje, maždaug metro dydžio strėlės antgalio formos atbrailoje, pastebėti pėdsakai cheminių reakcijų, kurios Žemėje dažniausiai rodo mikroorganizmų egzistavimą. Tiesa, pačios reakcijos nėra biocheminės prigimties. Uoliena, pavadinta pagal krioklį Didžiajame kanjone JAV, yra dryžuota – įprastus Marso paviršiui rausvus hematito mineralus vagoja baltos kalcio sulfato gijos. Pažvelgus į uolieną iš arčiau, pastebėta, kad hematite pilna maždaug milimetro dydžio netvarkingų balzganų dėmelių, apjuostų juodais ratilais. Pastaruosiuose yra geležies ir fosfatų. Žemėje tokios dėmelės susidaro, kai hematitas dalyvauja cheminėse reakcijose ir iš jo išsiskiria gryna geležis bei fosfatai; pats hematitas tuo metu pabąla. Šios reakcijos įprastai yra egzoterminės ir suteikia energijos mikroorganizmams – būtent dėl to Žemėje jų požymiai dažniausiai randami kartu su mikrobų fosilijomis. Aprašytos savybės rodo, kad Čejavos krioklių uoliena galėjo susiformuoti dviem etapais: pradžioje kaip nuosėdinis hematito kupinas sluoksniuotas akmuo, o vėliau tekantis vanduo, skverbdamasis pro sluoksnius, sukūrė sulfato gijas. Tačiau šiose gijose aptikta dar viena įdomybė – milimetrų dydžio olivino granulės. Olivinas formuojasi magmoje, kitaip tariant, labai aukštoje temperatūroje. Taigi galimas ir toks scenarijus, kad uolieną formavusios reakcijos vyko gerokai aukštesnėje temperatūroje, nei tinkama mums suvokiamai gyvybei. Deja, Perseverance galimybių nepakanka išsiaiškinti, kuris scenarijus teisingesnis. Tačiau marsaeigis išgręžė uolienos mėginį – jau 21-ąjį – ir supakavo jį vėlesniam pargabenimui į Žemę. Mėginių parskraidinimo misija numatoma maždaug 2030 metais, taigi atsakymų reikės palaukti bent iki tada.

***

Marse vyksta įvairių įdomių reiškinių. Kai kurie jų gali rodyti ten esant gyvybę. Įdomiausias vietas apžvelgia Astrum:

***

Jupiterio dėmė minta anticiklonais. Jupiterio Didžioji raudonoji dėmė yra turbūt žinomiausias atmosferinis reiškinys Saulės sistemoje. Ji egzistuoja bent du šimtmečius; tiesa, pastaruosius 50 metų nyksta. Daugelis mokslininkų, tyrinėjančių Jupiterį, bando išsiaiškinti, kodėl ji ėmė mažėti, tačiau galbūt klausimas formuluojamas neteisingai? Galbūt iš tiesų svarbiau išsiaiškinti, kodėl ji per du šimtmečius neišnyko? Nauji skaitmeniniai modeliai duoda atsakymą: dėmę palaiko mityba mažesniais anticiklonais. Tyrimui mokslininkus įkvėpė Žemėje stebimi reiškiniai, kai ilgalaikės anticikloninės struktūros, vadinamos karščio kupolais, išsilaiko nesuirusios, kai kartkartėmis praryja pro šalį judantį mažesnį anticikloną. Didžioji raudonoji dėmė taip pat yra anticiklonas, tad tyrėjai sumodeliavo, kaip ji elgtųsi susidūrusi su mažesniu. Suskaičiavę šūsnį modelių, kai kuriuose su mažais anticiklonais, kituose be jų, mokslininkai nustatė, kad prarijusi mažesnį anticikloną, dėmė stabilizuojasi ir netgi sustiprėja. Taigi galima daryti išvadą, kad bent pirmus pusantro šimtmečio dėmė reguliariai prarydavo po anticikloną, o pastaruoju metu jų skaičius gerokai sumažėjo. Šie rezultatai gali padėti išsiaiškinti, kada tiksliai dėmė susiformavo, kiek ji dar gyvuos ir kiek apskritai dažni panašūs dariniai Jupiteryje ir kitose planetose-milžinėse. Taip pat jie padės tobulinti ir Žemės klimato modelius. Tyrimo rezultatai publikuojami Icarus.

***

Vandenynas po Arielio paviršiumi? Ketvirtą didžiausią Urano palydovą Arielį dengia anglies dvideginio ledas. Net ir tokiame šaltyje, kaip Arielio paviršiuje, anglies dvideginis beorėje aplinkoje turėtų gana greitai išgaruoti. Taigi jo telkiniai paviršiuje nuolat atsinaujina. Iš kur atsiranda naujas anglies dvideginis? Anksčiau buvo manoma, kad jį sukuria radiolizės reakcijos, kai Urano magnetiniame lauke įgreitintos dalelės pataiko į Arielio paviršių. Bet naujame tyrime pateikiamas kitoks paaiškinimas – anglies dvideginis veržiasi iš palydovo gelmių, kur greičiausiai egzistuoja popaviršinis vandenynas. Naudodamiesi James Webb teleskopu, tyrėjai išmatavo Arielio spektrą – tiek priekinės, tiek atsiliekančios pusės (palydovas visą laiką atsukęs vieną pusę į Uraną, todėl ir juda tarsi automobilis apskritoje trasoje). Spektrą sudaro įvairių junginių sugertis ir atspindžiai; siekdami juos atskirti, mokslininkai palygino duomenis su įvairiais laboratorijoje išmatuotais galimų ledo mišinių spektrais. Taip jie nustatė, kad atsiliekančiąją pusę dengia daugiau nei centimetro storio anglies dvideginio ledo storis. Be to, ten aptikta anglies monoksido ledo, kuris garuoja dar lengviau; jis stabilus yra tik 30 kelvinų ir žemesnėje temperatūroje, tuo tarpu Arielio paviršiaus temperatūra siekia apie 65 kelvinus. Taip pat panašu, kad tarp šio ledo yra ir karbonatų druskų. Būtent pastarasis požymis, kaip ir didelis ledo storis būtent atsiliekančiojoje pusėje, leidžia spręsti, kad junginiai Arielio paviršių pasiekia iš gelmių. Nors anglies dvideginio ir monoksido molekules gali suformuoti radiolizė, tokia interpretacija menkai tikėtina, nes Urano magnetinis laukas labai pasviręs lyginant su palydovų orbitomis, tad energingų dalelių srautas neturėtų būti stiprus. O štai karbonatų druskos formuojasi tik vandenyje, taigi Arielio gelmėse vandenynas arba yra, arba bent jau kadaise buvo. Reakcijų produktai paviršių gali pasiekti arba lėtai skverbdamiesi pro įtrūkimus ledo plutoje, arba netgi geizeriais. Nors pastarųjų Arielyje neužfiksuota, šis kūnas stebėtas gerokai menkiau, nei panašūs Jupiterio ar Saturno palydovai. O štai įtrūkimų dauguma yra būtent atsiliekančiojoje pusėje. Šiuo metu planetų mokslo bendruomenė stipriai ragina NASA finansuoti dedikuotą misiją Urano link, o šis atradimas turėtų prisidėti prie argumentų apie misijos naudą. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal Letters.

***

Magnetizmo įtaka gyvybinei zonai. Kalbant apie planetas, kuriose galėtų egzistuoti gyvybė, neišvengiamai susiduriame su gyvybinės zonos idėja. Taip vadinamas regionas aplink žvaigždę, kuriame esančios planetos paviršiaus temperatūra tiktų skystam vandeniui egzistuoti. Tačiau vanduo – dar ne viskas: gyvybei svarbios ir kitos planetos bei žvaigždės savybės. Viena jų – magnetizmas. Saulės magnetinis laukas paleidžia vėją, kuris ir saugo mus nuo galaktinių kosminių spindulių, ir kenkia elektronikai bei astronautams, o kartais ir Žemės paviršiui. Apskritai planetos gyvybę nuo Saulės vėjo saugo magnetosfera. O kaip kitose planetų sistemose? Jos dažnai yra labiau kompaktiškos – planetos skrieja daug arčiau žvaigždės, tačiau žvaigždė, nors ir mažesnė už Saulę, ne menkiau aktyvi magnetiškai. Dabar mokslininkai apskaičiavo, kaip dažnai toks artumas gali būti žalingas gyvybės perspektyvoms. Žvaigždės magnetinis aktyvumas labai priklauso nuo dydžio, vadinamo Rossby skaičiumi. Tai yra santykis tarp žvaigždės sukimosi periodo ir medžiagos konvekcijos (burbuliavimo) periodo. Šie dydžiai žinomi maždaug tūkstančiui žvaigždžių, prie kurių žinome esant planetų. Apskaičiavę Rossby skaičių kiekvienai iš jų, tyrimo autoriai galėjo apskaičiuoti ir Alfveno spindulį. Alfveno spindulys yra atstumas nuo žvaigždės, ties kuriuo jos magnetinio lauko linijos pereina į vėją ir tampa magnetiškai “nepririštos”. Jei planeta yra arčiau žvaigždės, nei Alfveno spindulys, jos magnetosfera tiesiogiai susijungia su žvaigždės magnetiniu lauku ir nebegali apsaugoti planetos nuo energingų dalelių srautų, o netgi juos sustiprina. Tokiose planetose tikėtis užsimezgant gyvybę neverta. Pritaikę kriterijų, kad planeta turėtų būti toliau nuo žvaigždės, nei Alfveno spindulys, tyrėjai nustatė, kad taip galima atmesti daugiau nei pusę anksčiau identifikuotų gyvybinėje zonoje esančių planetų. Iš daugiau nei pusantro tūkstančio planetų, besisukančių aplink ištirtas žvaigždes, vos 11 atitiko tris svarbius kriterijus: gyvybinės zonos, Alfveno spindulio ir masės – jų masė artima Žemės. Dar 23 planetos yra kiek masyvesnės, bet vis dar turėtų būti uolinės. Tokį planetų skaičių būtų palyginus nesudėtinga ištirti nuodugniais stebėjimais, tuo tarpu be Alfveno kriterijaus jų skaičiusšauga iki daugiau nei šimto.  išauga iki daugiau nei šimto. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal.

***

Hipergreita rudoji nykštukė. Dauguma žvaigždžių Paukščių Take juda maždaug 200-250 km/s greičiu Galaktikos centro atžvilgiu. To joms pakanka, kad skrietų maždaug apskritiminėmis orbitomis aplink Galaktikos centrą. Kartais aptinkama daug greitesnių žvaigždžių; kai kurių greičio pakaktų joms pabėgti iš Paukščių Tako. Jos vadinamos hipergreitosiomis. Iki šiol visos žinomos hipergreitosios žvaigždės buvo labai masyvios, bent keletą kartų masyvesnės už Saulę. Taip galėjo nutikti dėl poros priežasčių: tokios žvaigždės ryškesnės, todėl jas lengviau aptikti; be to, gali būti, kad žvaigždes įgreitinantys procesai dažniau paveikia būtent masyvias žvaigždes. Bet naujas atradimas antrąja priežastimi verčia abejoti: aptiktas hipergreitas objektas, kuris yra arba labai maža žvaigždė, arba žvaigžde netapęs kūnas – rudoji nykštukė. Objektas katalogo numeriu CWISE J1249+3621 buvo aptiktas savanorių mokslo entuziastų, dalyvaujančių projekte “Backyard worlds”, kurio tikslas – ieškoti santykinai greitai dangaus skliautu judančių objektų. Ir jis tikrai juda greitai – beveik viena lanko sekunde per metus; palyginimui greičiausiai danguje juda Barnardo žvaigždė – 10 lanko sekundžių per metus. Atstumas iki objekto palyginus nedidelis – apie 125 parsekus. Išmataus radialinį greitį, tapo įmanoma apskaičiuoti ir bendrą trimatį – maždaug 456 km/s. To beveik pakanka, kad CWISE J1249+3621 įveiktų Paukščių Tako gravitaciją ir pabėgtų į tarpgalaktinę erdvę. Tiesa, tai užtruks, nes šiuo metu objektas lekia daugmaž Galaktikos centro link. Jo masė siekia maždaug 80 Jupiterio masių arba 8% Saulės masės. Tai kaip tik yra riba, kurią pasiekęs objektas pradeda vykdyti helio sintezės iš protonų termobranduolines reakcijas ir tampa žvaigžde. Mažesni už šią ribą kūnai vadinami rudosiomis nykštukėmis. Tad CWISE J1249+3621 yra arba ypatingai maža žvaigždė, arba masyvi rudoji nykštukė. Tai pirmas žinomas tokios mažos masės hipergreitas objektas; be to, tai ir artimiausias iš visų žinomų hipergreitų kūnų. Kas jį taip įgreitino? Tyrimo autoriai iškėlė keletą hipotezių: sąveika su juodąja skyle Galaktikos centre arba kamuoliniame spiečiuje, pabėgimas iš glaudžios dvinarės sistemos supernovos sprogimo metu arba netgi atskridimas iš palydovinės galaktikos. Deja, kol kas nežinome pakankamai apie šį objektą, kad galėtume atmesti nors vieną iš scenarijų. Ateityje CWISE J1249+3621 neabejotinai sulauks dėmesio ir pažinsime ją vis geriau, o tai leis geriau suprasti ir visų likusių hipergreitų žvaigždžių savybes bei atsakyti į klausimą, ar tikrai jos dažniau yra masyvios, o gal tiesiog iki šiol nemokėjome mažųjų ieškoti. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Tamsioji materija suartina juodąsias skyles? Kai dvi galaktikos susilieja į vieną, po kelių šimtų milijonų metų susijungia ir jų centrinės supermasyvios juodosios skylės. Kad toks procesas vyksta, galime spręsti bent iš poros faktų. Pirmasis – galaktikose įprastai randame po vieną supermasyvią juodąją skylę, nors susiliejimų kiekviena patiria gausybę. Antrasis – didelio ilgio gravitacinių bangų fonas, pirmą kartą tvirtai identifikuotas pernai, kurį sukelia būtent supermasyvių juodųjų skylių susijungimai. Kita vertus, skaitmeniniai modeliai, kuriais bandoma sekti šį procesą detaliai, susiduria su kliūtimi, vadinama paskutinio parseko problema. Iš pradžių juodosios skylės artėja prie galaktikos centro sąveikaudamos su aplinkinėmis žvaigždėmis, išstumdamos jas tolyn. Bet suartėjus maždaug per parseką, žvaigždžių aplink nebėra, tad kaip jos kerta šį paskutinį atstumo tarpsnį? Gravitacinių bangų spinduliuotės tam nepakanka – jei skylės artėtų vien dėl jos, susilieti joms užtruktų gerokai ilgiau, nei dabartinis Visatos amžius. Dabar mokslininkai teigia radę atsakymą: trūkstamas modelio ingredientas yra juodųjų skylių sąveika su tamsiąja materija. Tai nėra pirmasis bandymas išspręsti paskutinio parseko problemą, pasitelkus tamsiąją materiją. Juk kiekviena galaktika turi iš jos sudarytą halą, kurio tankis aukščiausias centre. Tamsiosios materijos dalelių poveikis galėtų būti panašus į žvaigždžių – išstumiamos tolyn, jos padėtų juodosioms skylėms suartėti. Tačiau ankstesni skaičiavimai rodė, kad juodųjų skylių gravitacija labai greitai tiesiog išsvaidytų lauk tamsiosios materijos daleles, centre vietoj sutankėjimo liktų tamsiosios materijos skylė ir joks suartėjimas nevyktų. Naujojo tyrimo autoriai apskaičiavo analogiško scenarijaus eigą, padarę vieną papildomą prielaidą: kad tamsiosios materijos dalelės gana stipriai sąveikauja tarpusavyje. Toks tamsiosios materijos modelio praplėtimas nagrinėjamas ne vienus metus įvairiais aspektais. Pagal jį, tamsioji materija labiau primena dujas, kurių dalelės negali laisvai lakstyti kiaurai kitas. Tai ypač svarbu tankiuose regionuose, tokiuose kaip galaktikų centrai. Juodųjų skylių gravitacijos išsvaidytos dalelės negali nulėkti į galaktikos pakraščius; priešingai, susidūrusios su aplinkinėmis dalelėmis, jos lieka centrinėje galaktikos dalyje. Tolesni susidūrimai po truputį stumia daleles atgal į centrą ir palaiko ten nemenką tankį, nors ir mažesnį, nei prieš jame atsirandant supermasyvių juodųjų skylių porai. Taigi tamsiosios materijos poveikis poros orbitai juntamas nuolatos. Skaitmeniniu modeliu suskaičiuotas juodųjų skylių artėjimo greitis gerai atitinka tai, ką galime apskaičiuoti iš gravitacinių bangų fono duomenų. Tiesiogiai pamatyti glaudžias juodųjų skylių poras kol kas labai sudėtinga, bet ateityje jų bus randama vis daugiau – tai suteiks labiau tiesioginę galimybę patikrinti šio modelio prognozes. Tyrimo rezultatai publikuojami Physical Review Letters.

***

Tamsiosios ir įprastos materijų išsiskyrimas. Galaktikų spiečiai – sudėtingos struktūros. Jas sudaro daugybė galaktikų, kurių kiekvieną supa tamsiosios materijos halas, ir tarpgalaktinė medžiaga – karštos dujos bei bendras spiečiaus tamsusis apvalkalas. Kai du spiečiai priartėja vienas prie kito ir ima jungtis, įprasta ir tamsioji materija turėtų elgtis skirtingai. Visgi nustatyti, kaip jos juda, iš realių stebėjimų labai sudėtinga, dėl dviejų priežasčių. Pirmoji – matome tik momentinę sistemos nuotrauką, nes reikšmingi pokyčiai joje trunka bent dešimtis milijonų metų; antroji – matome projekciją dangaus skliaute, taigi sudėtinga atskirti, kurios spiečių dalys arčiau mūsų, o kurios – toliau. Bet pasitelkę stebėjimus skirtinguose spektro ruožuose bei skaitmeninius modelius astronomai sugeba išnarplioti ir tokius painius reiškinius. Štai dabar pristatyta tokia integruota spiečių poros MACS J0018.5+1626 analizė. Tai nėra nei pirmoji, nei geriausiai ištirta besijungianti spiečių pora; garsiausia tokia sistema vadinama Kulkos spiečiumi. Pastarąją matome iš šono, taigi galime daryti gražias vienas prie kito artėjančių galaktikų telkinių nuotraukas. MACS J0018.5+1626 pagrindinė ašis nukreipta tiesiai nuo mūsų: vienas spiečius tolsta, kitas – artėja, tačiau dangaus skliaute jie persidengia. Taigi šiame spiečiuje galime gana neblogai atskirti įvairių komponentų greičius, bet sudėtingiau yra pamatyti pačių spiečių padėtis. Tyrimo autoriai pasinaudojo stebėjimais mikrobangų, regimųjų ir rentgeno spindulių ruože, kad gautų detaliausią įmanomą spiečių medžiagos pasiskirstymo vaizdą. Tada jie parengė ir suskaičiavo daugybę skaitmeninių hidrodinaminių modelių, kurių kiekvieno pradinės sąlygos truputį skyrėsi. Atrinkę tuos modelius, kurių rezultatai atitiko stebimą vaizdą, astronomai nustatė daugybę svarbių MACS J0018.5+1626 sistemos parametrų. Pavyzdžiui, vieną kartą spiečiai jau greičiausiai pralėkė arti vienas kito, ir tai nutiko prieš 60 milijonų metų arba mažiau. Spiečių masės santykis yra tarp 1,5 ir 3, o jų greitis vienas kito atžvilgiu gali siekti net 3000 km/s. Taip pat įvertinta ir tiksliau apibrėžta spiečių konfigūracijos geometrija. Turbūt įdomiausias rezultatas – įrodymas, kad tamsioji ir įprasta materija spiečiuose atsiskyrusios viena nuo kitos. Pirmosios pasiskirstymą pavyko išmatuoti daugiausiai gravitacinio lęšiavimo stebėjimų dėka: analizuojant, kaip spiečių gravitacija iškreipia toliau esančių galaktikų šviesą. Tamsioji materija, kaip dominuojantis masės elementas, kuria stipriausią lęšiavimą. Įprastos materijos – tarpgalaktinių dujų – pasiskirstymą rodo mikrobangų stebėjimai, kuriuose matomas kosminės foninės spinduliuotės intensyvumo sustiprėjimas aplink spiečių. Jis nutinka todėl, kad foninės spinduliuotės fotonai, susidūrę su karštais elektronais spiečiuje, patys įgauna aukštesnę energiją. Tamsioji materija MACS J0018.5+1626 nubėgusi į priekį, lyginant su dujomis, nes dujoms judėti trukdo smūginės bangos, daugiausiai atsirandančios dėl pačių dujų telkinių susijungimo. Toks rezultatas prognozuojamas įvairių skaitmeninių modelių, taigi iš esmės nestebina, bet leidžia tyrėjams daug geriau suprasti spiečių masę ir dydį, taip pat įvertinti, ar panašus procesas laukia Žemės tolimoje ateityje. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal.

***

Ryškiausio gama žybsnio netikėtumai. Kai labai masyvi greitai besisukanti žvaigždė baigia gyvenimą, ji sprogsta vadinamuoju hipernovos sprogimu, o išilgai sukimosi ašies paleidžiamas energingos spinduliuotės srautas. Jei srautas nukreiptas beveik tiksliai į Žemę, jį matome kaip gama spindulių žybsnį (GRB). Šiuo metu žinome jų jau arti dešimties tūkstančių, o dedikuoti teleskopai atranda po naują žybsnį praktiškai kasdien. 2022 metų spalį užfiksuotas ryškiausias žinomas GRB, o tolesnė jo analizė atskleidė dar vieną įdomybę – tai pirmasis žybsnis, kuriame aptikta gama spindulių spektro linija. Įprastai GRB spektras gama spindulių ruože yra daugmaž tolygus – didesnės energijos fotonų mažiau, nei mažesnės, bet perėjimas yra švelnus, bet jokių “išsišokimų”. Detaliai išnagrinėję Fermi gama spindulių teleskopo surinktus duomenis, naujojo tyrimo autoriai pastebėjo, kad praėjus kelioms minutėms nuo žybsnio pradžios, ties 12 megaelektronvoltų atsirado siaura spinduliuotės linija, apie tris kartus stipresnė už gretimų energijų skleidžiamą šviesą. Per kiek ilgiau nei minutę jos energija sumažėjo maždaug dvigubai, panašiai susilpnėjo ir intensyvumas. Tyrėjų nuomone, labiausiai tikėtinas linijos prigimties paaiškinimas – elektronų ir pozitronų anihiliacija. Šios dalelės, susidūrusios viena su kita, pranyksta ir išmeta du gama fotonus. Tiesa, tų fotonų energija maždaug atitinka dalelių rimties masės energiją, kuri tėra apie pusę megaelektronvolto. Papildoma energija atsiranda iš to, kad dalelės labai greitai juda mūsų link, tad pasireiškia Doplerio efektas. Čiurkšlėje tokia elementariųjų dalelių populiacija tikrai gali susidaryti; dalelių judėjimas veikiant magnetiniam laukui greičiausiai kuria didelę dalį žybsnio spinduliuotės. Kol kas neaišku, kodėl linija buvo matoma tik ryškiausiame GRB, o ne kituose, bet neabejotinai jos analizė padės geriau suprasti, kaip generuojama šių galingiausių sprogimų Visatoje energija. Tyrimo rezultatai publikuojami Science.

***

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

Laiqualasse