Vandens aplink mus yra visur. Daug jo ir kosmose – tiek tarpžvaigždinėje erdvėje, tiek planetose. Štai net ir Marse, kurio paviršius ypatingai sausas, greičiausiai yra storas šlapių uolienų sluoksnis. Tiesa, 11 kilometrų gylyje. Asteroido Psichės paviršių irgi dengia molekulės, panašios į vandens, tik praradusios vieną vandenilį – hidroksilas. Kitas netikėtas elementas – litis – atrastas senoje žvaigždėje, kur įprastai visiškai nesitikėtume rasti nė kiek šio metalo. Su vandeniu susijusi ir dar viena naujiena apie Žemės sukimosi spartos pokyčių tikslinimus. Kitose naujienose – galaktikų dydžiai skirtingose aplinkose, kosminių spindulių trajektorijų kitimo vertinimas ir abejonės dėl Paukščių Tako bei Andromedos susiliejimo. Gero skaitymo!
***

Perseidų lietus – kasmetinis rugpjūčio vidurio reiškinys. Šiaurės pašvaistės – daug sunkiau prognozuojamos, tačiau šiemet, per Saulės aktyvumo maksimumą, jų netrūksta. O prieš savaitę abu reiškiniai vyko vienu metu, taigi tapo įmanoma užfiksuoti štai tokias nuotraukas. Kanadoje, Nova Skotijos provincijoje darytoje nuotraukoje matome šiaurės pašvaistes ir kelis krentančius meteorus.

***

Žemės sukimasis lėtėja epizodiškai. Žemė nuo pat susiformavimo sukasi vis lėčiau ir lėčiau. Tik susidarius Mėnuliui, para truko apie 10 valandų, vėliau lėtėjo, prieš milijardą metų kurį laiką buvo nusistovėjusi 19,5 valandų ilgio, o šiuo metu toliau lėtėja maždaug 17 milisekundžių per tūkstantį metų. Nuo ko priklauso sukimosi spartos lėtėjimas? Pagrindinis veiksnys yra potvyninė sąveika su Mėnuliu: palydovo gravitacija sukelia bangas Žemės vandenynuose, o šios, dėl planetos sukimosi, „pabėga“ į priekį nuo pomėnulinio taško; tada gravitacinė trauka tarp Mėnulio ir bangos pirmąjį greitina ir verčia tolti nuo planetos, o pastarąją, kaip ir visą planetą, lėtina. Bet procesas vyksta ne visą laiką vienodai. Įvairūs modeliai teigia, kad įtakos jam turi apledėjimai bei apskritai ašigalinių ledo kepurių dydis, žemynų išsidėstymas ir kiti veiksniai. Dabar mokslininkai išsiaiškino, kad greičiausiai pagrindinis veiksnys, atsakingas už sukimosi lėtėjimo pokyčius, visgi yra potvyninių sąveikų stiprumo kitimas. Tyrėjai išnagrinėjo aštuonis geologinių duomenų rinkinius, kurie leido įvertinti Žemės ašies precesijos spartą 250-570 milijonų metų praeityje; pridėjus anksčiau atliktų tyrimų rezultatus, laikotarpis pratęstas iki 650 milijonų metų. Ašies precesijos sparta priklauso nuo paros trukmės – kuo Žemė greičiau sukasi, tuo greičiau ir precesuoja. Naujieji duomenys parodė, kad precesijos sparta mažėjo 650-480 ir 340-250 milijonų metų praeityje, tuo tarpu prieš 340-480 milijonų metų ji išliko vienoda. Taigi ir Žemės sukimosi greitis tuo laikotarpiu nekito. Įdomu, kad nei šis laikotarpis, nei pasikeitimų laikas nesutampa su jokiais dideliais apledėjimais. Iš kitos pusės, tektoninių plokščių dreifo skaičiavimai rodo, kad kaip tik 340-480 milijonų metų praeityje žemynai buvo išsidėstę taip, kad potvynio bangos kildavo palyginus menkos. Taigi potvyninė sąveika tarp Žemės ir Mėnulio buvo gerokai silpnesnė ir to galėjo pakakti, kad planetos sukimasis nelėtėtų. Tuo tarpu prieš ir po šio laikotarpio, panašu, Žemėje buvo daug seklių vandenynų, kuriuose lūžtančios bangos labai efektyviai perduoda sukimosi energiją Mėnulio orbitai. Tyrimo rezultatai publikuojami PNAS.

***

Vandenynas giliai po Marsu? Marso gelmėse, 11-20 kilometrų po paviršiumi, galimai driekiasi drėgnų uolienų klodai, kuriose esančio vandens pakaktų padengti planetą pusantro kilometro storio vandenynu. Tokią išvadą mokslininkai gavo nagrinėdami InSight zondo surinktus duomenis. Šis stacionarus zondas 2018-2022 metais fiksavo Marso drebėjimus. Kai kurie jų kildavo dėl vėjo ar meteoritų smūgių, bet kiti buvo tikri seisminiai įvykiai. Šių drebėjimų bangos sklinda įvairiai – vienos paviršiumi, kitos gilesniais sluoksniais, trečios gali nueiti net iki planetos branduolio. Priklausomai nuo uolienų sandaros, bangos sklinda skirtingu greičiu, taip pat skiriasi ir jų dispersija – nevienodo dažnio bangų išsiskirstymas. Tyrimo autoriai apskaičiavo seisminių bangų sklidimo greitį pro įvairios sandaros uolienas ir nustatė, kokie parametrai duoda rezultatus, geriausiai derančius su InSight gautaisiais. Nustatyta parametrų kombinacija tokia: 11-20 kilometrų gylio uolienos yra magminio tipo, suskilinėjusios, o susidariusius tarpus užpildo vanduo. Formaliai ši išvada tinkama tik regionui tiesiai po InSight zondu, tačiau jei panašus sluoksnius driekiasi po visa planeta, ten esančio vandens pakaktų planetos paviršių paskandinti po pusantro kilometro storio vandens sluoksniu. Toks milžiniškas popaviršinio vandens rezervuaras atsakytų į klausimą, kur dingo paviršinis Marso vanduo. Jo Marse buvo maždaug pirmą milijardą metų po planetos susiformavimo, o vėliau paviršius išdžiūvo. Kur pasidėjo vanduo, iki šiol neaišku; astronomai įvardina dvi pagrindines galimybes: arba jis išgaravo į kosmosą, arba susigėrė į plutą. Dabar panašu, kad teisingesnis antras atsakymas. Įdomu, kad jei Marse per tą milijardą metų spėjo užsimegzti kokia nors gyvybė, ji galėjo susigerti su vandeniu. Taigi Marso plutos gelmės gali būti paskutinis gyvybės Raudonojoje planetoje prieglobstis. Deja, prisikasti iki jo kol kas praktiškai neįmanoma – nors Žemėje keleto eksperimentų metu pavyko įsigręžti daugiau nei 10 km į plutą, tam reikalinga milžiniška infrastruktūra, kurią suformuoti Marse kol kas nei įmanoma, nei apsimoka. Visgi gali būti, kad kitur drėgnų uolienų sluoksnis yra ne taip giliai, kaip po InSight. Tam išsiaiškinti reikės į Marsą nugabenti daugiau seisminių detektorių. Tyrimo rezultatai publikuojami PNAS.

***

Psichėje yra hidroksilo. Asteroidai Saulės sistemoje yra gana įvairūs. Pagal cheminę sudėtį išskiriamos jų klasės, kurios, manoma, atspindi ir formavimosi istoriją. Metalų gausūs M klasės asteroidai laikomi kadaise pradėjusių formuotis planetų branduoliais, kuriuos gaubiančias uolines mantijas numušė susidūrimai su kitais asteroidais. Tokia interpretacija paremta šių asteroidų panašumu, matuojant spektrus, į geležinius meteoritus. Bet pastaraisiais metais įvairių M klasės asteroidų spektre aptikta vandens arba hidroksilo (OH) molekulių požymių. Dabar tai padaryta ir didžiausiam M klasės asteroidui Psichei. James Webb teleskopu atlikti spektro matavimai 1,1 – 6,63 mikrometrų ruože parodė aiškią 3 mikrometrų sugerties liniją. Tokią spinduliuotę sugeria deguonies ir vandenilio cheminė jungtis nedidelėse molekulėse, taigi aišku, kad Psichės paviršiuje santykinai nemažai hidroksilo arba vandens – tyrėjų vertinimu, 250-400 dalių milijone. Taip pat šie duomenys leidžia įvertinti, kad vandens tėra ne daugiau nei dešimtadalis šio kiekio, o dominuoja būtent hidroksilas. Priešingu atveju būtų matoma ir 6 mikrometrų sugerties linija, būdinga tik vandens molekulei, tačiau jos neaptikta. Šiuo metu Psichės link skrenda to paties pavadinimo NASA zondas; numatoma, kad jis atvyks po penkerių metų. Naujieji atradimai labai praplečia galimų zondo tyrimų įvairovę – dabar jam reikės aiškintis ir hidroksilo Psichės paviršiuje kilmę. Tikėtina, kad molekules atnešė kiti, vandens ledo kupini, asteroidai, kurie per puspenkto milijardo metų ne kartą susidūrė su Psiche. Bet daug įdomesnė yra alternatyvi hipnozė, kad hidroksilas Psichėje yra nuo pat jos susoformavimo. Tai reikštų, kad objektas formavosi toli nuo Saulės, inkorporavo daug vandens ledo ir iki katastrofiškojo smūgio nespėjo visiškai išsiskirstyti į metalinį branduolį ir uolinę-ledinę mantiją. O gali būti, kad tiesa pasirodys dar labiau egzotiška. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Prieš beveik pusšimtį metų užfiksuotas WOW! signalas – trumpas radijo spinduliuotės žybsnis iš dangaus regiono arti Galaktikos centro. Nepaisant ilgametės analizės, signalo kilmė kol kas nepaaiškinta, negalima atmesti net ir nežemiškos civilizacijos signalo galimybės. Apie signalą, jo savybes ir naujus analizės būdus pasakoja John Michael Godier:

***

Netikėtos cheminės sudėties žvaigždė. Visos žvaigždės, vykdančios termobranduolines reakcijas, susideda daugiausiai iš vandenilio. Antroje vietoje pagal gausą yra helis. Visi kiti elementai, bendrai vadinami metalais, sudaro ne daugiau nei kelis procentus žvaigždės masės. Štai Saulėje tokių elementų tėra apie 2%. Tarp jų gausiausia anglies ir deguonies – elementų, kurie formuojasi jungiantis helio branduoliams. Laikui bėgant, tokių elementų Visatoje ir kiekvienoje žvaigždėje vis gausėja, tuo tarpu vandenilio – mažėja. Manoma, kad mažėti turėtų ir ličio: nors jis retai dalyvauja termobranduolinėse reakcijose, jos visada turėtų litį naikinti, o ne gausinti. Taigi tikėtina, kad senose žvaigždėse ličio turėtų būti mažiau, nei jaunose. Bet pasitaiko ir anomalijų: neseniai nustatyta, kad vienoje pagyvenusioje žvaigždėje ličio yra daugiau, nei bet kurioje kitoje. Žvaigždę J0524-0336 astronomai nagrinėti pasirinko dėl to, kad ji yra gana sena, jau perėjusi į milžinės stadiją. Išmatavę jos spektrą aptiko, kad bendrai metalų ten nedaug, apie 270 kartų mažiau, nei Saulėje. Tačiau ličio joje yra apie 100 tūkstančių kartų daugiau, nei mūsų žvaigždėje. Kaip žvaigždė galėjo įgyti tokią cheminę sudėtį, neaišku, tačiau tyrimo autoriai pateikia dvi hipotezes. Pirmoji – žvaigždė ličio įgavo iš išorinių šaltinių, pavyzdžiui neseniai suvalgytos planetos. Yra žinomas ne vienas atvejis, kai pagyvenusi žvaigždė praryja savo planetas; jei tai nutiko palyginus neseniai, pavyzdžiui per pastaruosius kelis šimtmečius, planetos likučiai dar nespėjo paskęsti giliai žvaigždėje, todėl galima matyti juos žvaigždės spektre. Kita hipotezė – žvaigždė išgyvena labai trumpą evoliucinį tarpsnį, vadinamą ličio žybsniu. Kol kas šis etapas yra grynai teorinis – nors evoliucijos modeliai prognozuoja, kad toks turėtų būti, dar nei vienoje žvaigždėje jo požymių nerasta. Atskirti, kuri hipotezė teisinga, padės ilgesni stebėjimai: jei žvaigždė ličio gavo iš išorės, jo gausa turėtų pastebimai keistis vos per keletą metų; be to, tikėtina, kad tokiu atveju žvaigždė spjaudosi medžiaga. Dabartiniuose duomenyse matyti tokio spjaudymosi požymių, bet jie nėra statistiškai reikšmingi. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Kosminių spindulių trajektorijų kitimas. Visa Visatos erdvė kupina įvairiausios spinduliuotės. Taip pat ir kosminių spindulių – nepaisant pavadinimo, tai nėra fotonai, o elektringos dalelės, daugiausiai protonai ir elektronai. Jas kuria įvairūs šaltiniai, pavyzdžiui aktyvūs galaktikų branduoliai, neutroninės žvaigždės ar supernovų sprogimai, tačiau susieti mus pasiekiančius spindulius su konkrečiais šaltiniais nelabai įmanoma. Taip yra todėl, kad judėdami erdvėje kosminiai spinduliai sąveikauja su tarpžvaigždiniais magnetiniais laukais ir keičia trajektorijas. Taigi mus pasiekiantys spinduliai pradėjo kelionę toli gražu ne toje pusėje, iš kurios atlekia į detektorius. Šiuos procesus kokybiškai suprantame neblogai, tačiau kiekybiškai – toli gražu nepakankamai. Pavyzdžiui, net nėra žinoma, kiek laiko įprastai užtrunka kosminiams spinduliams nukrypti nuo pradinės trajektorijos bei kokie magnetiniai reiškiniai daugiausiai iškraipo spindulių trajektorijas. Dabar mokslininkai rado atsakymą į pirmąjį klausimą, stebėdami dideliu greičiu judantį žvaigždžių spiečių. Terzano 5 yra kamuolinis žvaigždžių spiečius, kurį sudaro keli milijonai žvaigždžių. Jis šiuo metu lekia pro Paukščių Tako centrinį telkinį. Spiečiuje gausu neutroninių žvaigždžių ir kitų kosminių spindulių šaltinių, tad seniai žinoma, kad iš jo sklinda daug gama spindulių, kurie susidaro, kai kosminiai spinduliai sąveikauja su „įprastais“ žvaigždžių šviesos fotonais. 2011 metais paaiškėjo, kad gama spinduliai visgi sklinda ne iš paties Terzano 5, o iš regiono maždaug už devynių parsekų. Toje vietoje jokio aiškaus kosminių spindulių šaltinio nebuvo matyti. Naujojo tyrimo autoriai apskaičiavo, kad regimasis gama spindulių šaltinis nuo Terzano 5 nutolęs „į priekį“, t.y. išilgai spiečiaus judėjimo trajektorijos. Greitai judantis spiečius prieš save „sustumia“ tarpžvaigždinį magnetinį lauką, kuris nukreipia spiečiaus kuriamus kosminius spindulius į priekį. Taigi matomi gama spinduliai greičiausiai yra Terzano 5 kosminių spindulių, nukreiptų mūsų link, sąveikos su kitais fotonais pasekmė. Vadinasi, kosminių spindulių nukreipimas įvyksta per maždaug devynis parsekus, arba 30 šviesmečių, ir trunka atitinkamai 30 metų, nes kosminiai spinduliai juda beveik šviesos greičiu. Toks sklaidymo nuotolis gerai dera su teoriniu modeliu, pagal kurį sklaidą sukelia magnetinės bangos, kylančios dėl pačių kosminių spindulių poveikio jonizuotai medžiagai tarpžvaigždinėje terpėje. Ateityje, atradus daugiau gama spindulių šaltinių, šiek tiek nutolusių nuo numanomų kosminių spindulių šaltinių, analizę bus galima pritaikyti ir jiems. Taip suprasime, ar ir kitose vietose kosminių spindulių trajektorijos keičiasi dėl tokių pačių procesų. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Astronomy.

***

Lėtai judantis magnetaras. Magnetarai yra viena iš neutroninių žvaigždžių atmainų. Nuo kitų jie skiriasi ypatingai stipriu magnetiniu lauku, tūkstantį ir daugiau kartų viršijančiu ir taip nemenką neutroninių žvaigždžių vidurkį. Šiuo metu žinome vos apie 30 magnetarų (palyginimui neutroninių žvaigždžių atrasta apie šimtą kartų daugiau), taigi ir apie jų populiacijos savybes suprantame nedaug. O tokių žinių reikia, norint išsiaiškinti, kodėl kai kurios neutroninės žvaigždės tampa magnetarais. Apskritai neutroninės žvaigždės atsiranda, kai miršta 8-10 kartų už Saulę masyvesnė žvaigždė. Taip pat dviejų mažesnių neutroninių žvaigždžių susiliejimas gali pagimdyti didesnę. Visų neutroninių žvaigždžių masė siekia nuo maždaug pusantros iki 2,3 Saulės masių. Magnetarais jos tampa atsiradimo metu, bet tikslios priežastys – neaiškios. Vienas iš parametrų, kuris, manoma, turėtų padėti jas išsiaiškinti, yra magnetarų greičių pasiskirstymas. Dabar mokslininkai aptiko lėčiausiai judantį magnetarą. Swift J1818.0−1607 iš visų žinomų magnetarų sukasi greičiausiai – vieną ratą apsuka per 1,36 sekundės. Manoma, kad jo amžius – vos pora šimtų metų, labai nedaug, kaip tokiam objektui. Tyrimo autoriai atliko ypatingai detalius šio magnetaro stebėjimus ir sugebėjo išmatuoti tiek jo paralaksą, tiek savąjį judėjimą. Paralaksu vadinamas regimosios objekto padėties pasislinkimas per metus dėl Žemės judėjimo aplink Saulę. Savasis judėjimas – tai objekto judėjimo greitis dangaus skliauto plokštuma. Gautasis paralaksas yra mažesnis už bet kurį kitą, anksčiau išmatuotą magnetarui – Swift J1818.0−1607 nuo mūsų skiria 9,4 kiloparseko. Savasis judėjimas irgi nedidelis – 8,5 lanko milisekundės per metus, kas atitinka 48 km/s. Tai daug mažesnis greitis lyginant su kitais objektais – tiek magnetarais, tiek dauguma neutroninių žvaigždžių. Apskritai vidutinis magnetarų greitis – jo vertinimus turime dar septyniems objektams – siekia apie 150 km/s dangaus skliauto plokštumoje arba apie 190 km/s trimatėje erdvėje. Tai irgi mažesnis greitis už pulsarų vidurkį, tad galima teigti – nors kol kas tik atsargiai – kad magnetarus formuojantis procesas juos iš supernovos „išspiria“ į tarpžvaigždinę terpę lėčiau, nei kitas neutronines žvaigždes. Kaip, ir ar, tai susiję su magnetarų išskirtinumu, kol kas atsakyti negalime. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal Letters.

***

Greitųjų radijo žybsnių ilgalaikė spinduliuotė. Greitieji radijo žybsniai (FRB) yra trumpi ryškūs radijo spinduliuotės žybsniai, kartais atsklindantys iš įvairių dangaus vietų. Kol kas nėra iki galo aišku, kas juos sukelia, nors hipotezių yra daugybė. Viena iš neaiškumo priežasčių – labai įvairios skirtingų FRB savybės. Pavyzdžiui, dalis jų žybteli tik vieną kartą, dalis kartojasi daugiau mažiau periodiškai. Keli pasikartojantys FRB šaltiniai net ir ne žybsnių metu skleidžia radijo spindulius. Ši spinduliuotė dar yra ir poliarizuota – didelė dalis konkretaus dažnio bangų svyruoja viena kryptimi – bei pasižymi stipriu Faradėjaus sukimu – skirtingo dažnio bangos svyruoja skirtingomis kryptimis, o šios kryptys nuo dažnio priklauso labai stipriai. Iki šiol buvo žinomi tik du tokie šaltiniai, kurių abiejų Faradėjaus sukimo vertė siekė apie 100 tūkstančių radianų (kampo vienetų) į kvadratinį metrą (bangos ilgio kvadratą). Dabar atrastas trečias, apie šimtą kartų silpnesnis. Žybsnis FRB 20201124A irgi kartojasi, o jo Faradėjaus sukimas siekia apie 1000 radianų į kvadratinį metrą. Taip pat keliasdešimt kartų silpnesnė ir jo nuolatinė radijo spinduliuotė. Teoriniai modeliai kaip tik tokį ryšį ir prognozuoja: kuo Faradėjaus sukimas didesnis, tuo ir spinduliuotė ryškesnė. Ryšys egzistuoti turėtų todėl, kad abu efektai kyla toje pačioje terpėje: jonizuotos medžiagos debesyje aplink FRB šaltinį. Tie patys modeliai paaiškina ir kodėl nuolatinė spinduliuotė neaptikta kituose pasikartojančiuose FRB: greičiausiai ji tiesiog pernelyg silpna, kad būtų užfiksuota šiandieniniais radijo teleskopais. Ateityje situacija turėtų pasikeisti, tada pavyks geriau patikrinti ir teorinį modelį. Tas pat modelis prognozuoja ir FRB prigimtį – tai žybsniai magnetare, ypatingai stiprų magnetinį lauką turinčioje neutroninėje žvaigždėje. Ji susidaro mirštant masyviai žvaigždei arba jungiantis dviem mažesnėms neutroninėms žvaigždėms. Abu reiškiniai gali į aplinką išmesti daug medžiagos, kurią magnetaro spinduliuotė jonizuoja ir paverčia plazma. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature.

***

Paukščių Tako ir Andromedos susidūrimas – negarantuotas. Visos galaktikos per savo gyvenimą patiria susiliejimų su kitomis. Paukščių Takas – ne išimtis, per keliolika milijardų metų ji sėkmingai suvalgė ne vieną nykštukinę palydovę. Manoma, kad po 3-5 milijardų metų mūsų Galaktika turėtų susidurti ir susilieti su kaimynine Andromeda. Bent jau taip rodo įvairūs modeliai, kuriuose įtraukiama informacija apie abiejų galaktikų masę ir šiandieninį judėjimą. Visgi aplink yra ir kitų galaktikų, o įtraukę jų poveikį mokslininkai nustatė, kad susidūrimas, pasirodo, ne toks ir tikėtinas. Tyrėjai pasiėmė naujausius duomenis, surinktus Hubble ir Gaia teleskopais, bei naujausius abiejų galaktikų masės vertinimus, ir iš naujo apskaičiavo galaktikų tarpusavio judėjimo trajektoriją. Taip pat jie paėmė kitų Vietinės grupės galaktikų – Trikampio, taip pat įvairių Andromedos ir Paukščių Tako palydovių – parametrus ir įvertino, kaip jos paveikia didžiosios poros judėjimą. Paaiškėjo, kad Trikampio galaktika skatina Paukščių Taką ir Andromedą artėti vieną prie kitos, tačiau Didysis Magelano debesis – priešingai – jas tolina. Duomenų paklaidos neleidžia tvirtai pasakyti, kokia ateitis laukia didžiųjų galaktikų, bet egzistuoja net maždaug 50% tikimybė, kad per artimiausius dešimt milijardų metų Paukščių Takas ir Andromeda nesusidurs. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Tankesnėje aplinkoje galaktikos didesnės. Visatoje medžiaga pasiskirsčiusi hierarchiškai – mažesni objektai telkiasi į didesnius būrius, šie į dar didesnius, ir taip toliau. Didžiausiais masteliais medžiaga formuoja vadinamą kosminį voratinklį – galaktikų spiečių ir superspiečių tinklą, jungiamą gijų, kurias sudaro tamsioji materija ir karštos dujos. Galaktikas randame ir spiečiuose, ir gijose, ir tarp jų, tiesiog jų koncentracija skirtinga. Taigi atskirai paimtų galaktikų aplinka gali labai skirtis – nuo praktiškai tuščios iki gausybės kaimynių. Nenuostabu, kad aplinka turi įtakos ir galaktikų savybėms: tankioje aplinkoje galaktikos dažnai yra masyvesnės, elipsinės, turi mažiau dujų ir lėčiau formuoja žvaigždes, randama ir kitų skirtumų. Dabar aptiktas dar vienas – tankesnėje aplinkoje galaktikos yra didesnės. Tokį ryšį mokslininkai pastebėjo dar prieš dešimtmetį, tačiau nuo tada įvairūs tyrimai gavo labai skirtingus rezultatus: vieni rodė tvirtą ryšį tarp dydžio ir aplinkos tankio visais laikais, kiti – tik aplinkinėje Visatoje, treti jokio ryšio nerado. Naujojo tyrimo autoriai nusprendė išspręsti šiuos nesklandumus pasitelkę bent šimteriopai didesnį duomenų rinkinį – daugiau nei trijų milijonų galaktikų duomenis. Visos galaktikos matomos viename 360 kvadratinių laipsnių – kiek mažiau nei 1% viso dangaus ploto – lopinėlyje. Tame pačiame plote turime gana tikslius duomenis ir apie bendrą medžiagos pasiskirstymą, t.y. tankesnius ir retesnius regionus. Sugretinę šiuos duomenų rinkinius, mokslininkai nustatė, kad tankiuose regionuose esančios galaktikos tikrai yra didesnės – kartais net iki 25% – už panašias galaktikas, esančias retuose regionuose. Tokia tendencija išlieka ir nagrinėjant atskiras galaktikų grupes, sudalintas pagal įvairias savybes – diskines, elipsines, žvaigždes formuojančias ir ramias. Koreliacija stipresnė masyvesnėms ir artimesnėms galaktikoms – panašu, kad ji pirmiausia nusistovėjo pačioms masyviausioms, o prieš penkis milijardus metų jau apėmė galaktikas, kurių žvaigždžių masė viršija milijardą Saulės masių – maždaug kaip Didžiojo Magelano debesies. Įdomu, kad visų šių tendencijų nepaaiškina joks dabartinis teorinis galaktikų formavimosi modelis. Taigi galaktikų evoliucijos klausimas dar toli gražu nėra išspręstas. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal.

***

Hablo įtampos nėra? Pastaruosius keletą metų astronomų bendruomenę neramina iššūkis, vadinamas „Hablo įtampa“. Jis susijęs su Visatos plėtimosi spartos matavimais. Ši sparta apibūdinama vadinamuoju Hablo parametru, kuris nurodo, kaip greitai nuo mūsų tolsta objektai, esantys tam tikru atstumu. Jis dažniausiai išreiškiamas kilometrais per sekundę vienam megaparsekui. Dar prieš dešimtmetį Hablo parametro vertė buvo „maždaug 70 km/s/Mpc“, bet vėliau du pagrindiniai metodai ėmė duoti nederančius rezultatus. Vienas metodas, paremtas kosminės foninės spinduliuotės stebėjimais, duoda šiek tiek mažesnę vertę, maždaug 67 km/s/Mpc; kitas, paremtas supernovų sprogimų aplinkinėse galaktikose stebėjimais, duoda didesnę, maždaug 74 km/s/Mpc. Abiejų metodų paklaidos jau kurį laiką yra mažesnės, nei skirtumas tarp jų, todėl ir kyla įtampa. Gali būti, kad jai išspręsti reikės reikšmingai papildyti dabartinį kosmologinį modelį. Tačiau gali būti, kad kuris nors iš rezultatų iš tiesų nėra teisingas. Dabar mokslininkai pateikė naują aplinkinių galaktikų duomenų analizę ir gavo gerokai mažesnę Hablo parametro vertę, kuri paklaidų ribose dera su foninės spinduliuotės stebėjimų verte. Duomenys surinkti James Webb teleskopu, kurio jautrumas, taigi ir matavimų tikslumas, daug geresnis už Hablo, kuriuo gauti dauguma ankstesnių duomenų. Tyrėjai pritaikė tris metodus nustatyti atstumams iki artimiausių galaktikų, kuriose užfiksuotos supernovos. Du metodai susiję su gyvenimą baigiančiomis žvaigždėmis-milžinėmis: tam tikrais evoliucijos etapais jos visos pasiekia praktiškai identišką šviesį, tad išmatavę jį galime nustatyti ir kokiu atstumu yra žvaigždė, taigi ir jos galaktika. Trečiasis – toks pat, kaip ir pagrindinis naudotas anksčiau, paremtas kintančiosiomis žvaigždėmis cefeidėmis, kurių kitimo periodas glaudžiai susijęs su jų maksimalių šviesiu. Visi metodai pritaikyti dešimčiai galaktikų. Pirmi du duoda Hablo parametro vertę, siekiančią maždaug 68-70 km/s/Mpc, trečiasis – apie 72 km/s/Mpc, o apjungus visus gaunamas rezultatas – apie 70 km/s/Mpc. Nors ir šiek tiek didesnis už foninės spinduliuotės stebėjimų rezultatą, gautasis skaičius gerokai artimesnis jam. Abiejų metodų paklaidos kiek viršija 1,5 km/s/Mpc, taigi gaunamą skirtumą galima paaiškinti paklaidomis. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

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

Laiqualasse