Viskas Visatoje virpa – nuo mažiausių atomų ir subatominių dalelių iki žvaigždžių. Štai Saulės vibracijos naudojamos kaip būdas nustatyti jos gelmių savybes, tačiau dabar išsiaiškinta, kad magnetinis aktyvumas pakeičia virpesių duomenų interpretaciją. Didesnės žvaigždės, tokios kaip Šiaurinė, gali ne šiaip virpėti, o pulsuoti, ir reikšmingai keisti savo šviesį; dabar sužinojome, kad Šiaurinės paviršiuje yra ir didelių dėmių, kurios komplikuoja šviesio kitimo stebėjimų analizę. Mirštančių žvaigždžių – kolapsarų – virpesiai gali būti fiksuojami net ir šiandieniniais gravitacinių bangų detektoriais. Kitose naujienose – ilgalaikio DART poveikio asteroidui tyrimai, TRAPPIST-1 planetų orbitų sąrangos paaiškinimas ir Wow! signalo paaiškinimas. Gero skaitymo!
***
Pamatyti meteorą – įdomu ir gražu, nebent jis toks ryškus, kad nukrenta iki Žemės ir susprogsta netoli paviršiaus. Bet tada (ir ne tik tada) galima rasti meteoritų, kuriuos medžioja tiek įvairūs mėgėjai, tiek profesionalai. John Michael Godier pasakoja apie dešimt įdomių ir keistų nežemiškų akmenų, atlėkusių į mūsų planetą iš kitų Saulės sistemos kūnų:
***
Saulės magnetizmas paveikia vibracijas. Kiekviena žvaigždė nuolatos virpa. Virpesių sklidimas priklauso nuo medžiagos pasiskirstymo ir įvairių savybių, pavyzdžiui temperatūros ir slėgio. Matuodami žvaigždžių virpesius – ši astronomijos atšaka vadinama astroseismologija – mokslininkai gali labai daug išsiaiškinti apie žvaigždžių vidinę struktūrą. Visgi pastaraisiais dešimtmečiais, nepaisant keleto daug žadančių rezultatų, astroseismologinių skaičiavimų išvados gerokai skiriasi nuo analogiškų parametrų, apskaičiuojamų kitais būdais. Dabar pateiktas galimas neatitikimų paaiškinimas: Saulės, o greičiausiai ir kitų žvaigždžių, vibracijos kinta priklausomai nuo žvaigdės magnetinio lauko stiprumo. Iki šiol buvo manoma, kad magnetinis aktyvumas daro tik nykstamai mažą įtaką virpesiams. Visgi naujojo tyrimo autoriai parodė, kad virpesiai, o ypač jų analizės duodamos pagrindinių žvaigždės parametrų vertės, glaudžiai siejasi su Saulės aktyvumo ciklu. Jie paėmė gausius Saulės virpesių stebėjimų duomenys, kurie apėmė periodą nuo maždaug 1994-1996 iki 2017-2020 metų. Laikotarpis pilnai apima du Saulės aktyvumo ciklus, kurių maksimumai buvo atitinkamai apie 2002 ir apie 2014 metus. Virpesių analizės algoritmais nustatyta Saulės masė ir spindulys puikiai atitiko kitais būdais apskaičiuotas vertes ir nuo laiko – taigi ir nuo aktyvumo ciklo fazės – praktiškai nepriklausė. Tačiau įvertintas žvaigždės amžius keitėsi reikšmingai: nuo ~4,7 milijardo metų, esant silpnam aktyvumui, iki daugiau nei 5,1 milijardo ties aktyvumo piku. Skirtumas tarp vertinimų sudaro apie 6% tikrojo Saulės amžiaus. Nors tai gali pasirodyti nedaug, ši variacija viršija naujausių instrumentų matavimų paklaidas. Saulė nėra labai aktyvi žvaigždė, taigi kitoms šis efektas gali būti ir dar stipresnis. Tokią išvadą galima daryti iš to, kad ankstesniojo iš nagrinėtų ciklų poveikis amžiaus vertinimui buvo didesnis, nes pats ciklas buvo stipresnis. Šis rezultatas rodo, kad astroseismologinius matavimus reikia vertint labai atsargiai, jei analizėje neatsižvelgia į magnetizmo poveikį. Iš kitos pusės, atsižvelgus į žvaigždės magnetinio lauko stiprumą, bus galima dar geriau „pažvelgti“ į jos gilumą. Tyrimo rezultatai publikuojami Astronomy & Astrophysics.
***
Deuteris Veneros atmosferoje. Kiekvienas cheminis elementas turi keletą izotopų – atmainų su skirtingu neutronų skaičiumi branduolyje. Pagrindinis vandenilio izotopas, protis, neutronų neturi, o deuteris turi vieną. Žemės vandenynuose vienas deuterio atomas tenka maždaug 6400 pročio atomų. Tuo tarpu Veneros atmosferoje deuterio yra apie 150 kartų daugiau – maždaug 2,5%. Dabar mokslininkai nustatė, kad viršutiniuose Veneros atmosferos sluoksniuose šis santykis išauga dar dešimt kartų. Ankstesni matavimai buvo daryti 70 km ir žemesniems atmosferos sluoksniams, kur tankis ir slėgis daug aukstesni, nei Žemėje. Deuteris ten neskraido laisvai – daugiausiai jis randamas vandens molekulėse. Būtent deuteriuoto ir paprasto vandens gausos santykis ir imamas kaip deuterio ir pročio santykis. Aukšta santykio vertė interpretuojama kaip įrodymas, kad kadaise Veneroje vandens buvo daug daugiau, nei dabar. Laikui bėgant, vanduo garavo, o aukštai atmosferoje molekulės skildavo ir vandenilis pabėgdavo į kosmosą. Deuteriuoto vandens molekulės skyla sunkiau, nei paprasto, o sunkesnis deuteris iš planetos pabėga irgi sunkiau – abu veiksniai lemia, kad nykstant vandeniui deuterio užsilieka daugiau. Naujieji duomenys, gauti Europos kosmoso agentūros zondu Venus Express, parodė, kad 70-110 km aukštyje didėja tiek vandens molekulių gausa, tiek deuterio/pročio santykis. Regiono viršuje santykis pasiekia 24%, t.y. praktiškai kas ketvirta vandens molekulė yra deuteriuota. Vien molekulių skilimu ir garavimu tokio staigaus deuterio gausos augimo paaiškinti neįmanoma. Tyrėjai pateikė kitą galimą paaiškinimą. Jis susijęs su sieros rūgšties aerozoliais. Kaip tik 70 km aukštyje sieros rūgštis ima kondensuotis; tą vėlgi lengviau daro sunkesnės molekulės, turinčios deuterio. Susidarę lašeliai, priešingai lietaus lašams Žemėje, ne krenta, o kyla aukštyn, kol išgaruoja dėl tiesioginių Saulės spindulių. Suskilusios molekulės paskleidžia deuteriuotą vandenį ir sieros dvideginį – pastarojo gausa taip pat kyla 80km ir aukštesniuose sluoksniuose. Šis atradimas parodo, kad deuterio ir pročio santykį keičia įvairūs procesai, todėl remiantis vien juo neįmanoma daryti tvirtų išvadų apie planetos (ar kito dangaus kūno) vandens gausos istoriją. Tyrimo rezultatai publikuojami PNAS.
***
Ilgalaikis DART poveikis asteroidui. Prieš dvejus metus NASA išbandė planetos gynybos nuo asteroidų priemonę – smūgį greitu zondu į asteroidą. Taikiniu pasirinktas Žemei tikrai pavojaus nekeliantis Dimorphos, kuris sukasi orbita aplink didesnį Didymos. Smūgio metu asteroido orbita sutrumpėjo daugiau nei pusvalandžiu, nuo beveik 12 valandų iki mažiau nei 11 su puse. Toks pokytis buvo gerokai didesnis, nei planuota – asteroido judesio kiekis sumažėjo pusketvirto karto daugiau, nei atsitrenkusio zondo judesio kiekis. Taip nutiko todėl, kad smūgio metu iš asteroido paviršiaus išmušta daugybė dalelių – tiek dulkių, tiek dujų. Jų judėjimas sukėlė reaktyvinį efektą, kuris papildomai sulėtino Dimorphą. Dabar mokslininkai apžvelgė tolesnius Didymos-Dimorphos sistemos stebėjimus ir įvertino ilgalaikį DART zondo smūgio poveikį. Prieš smūgį darytos prognozės apie orbitos savybių pasikeitimus iš esmės pasiteisino; vienintelis netikėtas dalykas buvo Dimorphos formos pasikeitimas – iš paplokščios į pailgą. Be to, panašu, kad smūgis įsuko Dimorphą, nors anksčiau jis buvo prirakintas viena puse nuolat žiūrėti į Didymą. Dar viena įdomi detalė – Dimorpho periodas ne tik sumažėjo smūgio metu, bet ir toliau bent kurį laiką mažėja. Greičiausiai taip yra todėl, kad iš jo ir toliau veržiasi dalelės. Spalį sistemos link išskris Europos kosmoso agentūros zondas Hera. Pasiekti asteroidų porą jis turėtų 2026-ųjų gruodį, tada galės daug tiksliau įvertinti DART smūgio sukeltus padarinius.
Kas nutiks dalelėms, išmuštoms iš Dimorpho? Dauguma jų tiesiog skries tarpplanetinėje erdvėje, tačiau kai kurios gali tapti meteorais mūsų danguje. Tokią išvadą mokslininkai padarė sumodeliavę kelių milijonų skirtingo dydžio dalelių judėjimą, veikiant Saulės ir planetų gravitacijai. Jie rėmėsi smūgio metu atliktais stebėjimais, kurie rodė, kad dalelės išlekė greičiais iki 500 m/s. Modeliai parodė, kad Marsą kai kurios dalelės gali pasiekti per maždaug 13 metų, o Žemę – per maždaug 30. Turint omeny, kad visos dalelės atlėks praktiškai iš tos pačios dangaus vietos, jos galėtų sukelti ir meteorų lietų – pirmąjį žmonių sukurtą tokį reiškinį – dimorfidus. Remiantis modelio rezultatais bus galima nustatyti, ar specifiniu metu užfiksuoti meteorai tikrai yra kilę iš šio asteroido. Tyrimų rezultatai publikuojami dviejuose straipsniuose The Planetary Science Journal: asteroido formos pokyčiai, meteorai Žemėje ir Marse (arXiv versija).
***
Meteorai atskleidžia Saulės sistemos formavimąsi. Meteorų lietūs kyla tada, kai Žemė skrenda pro tarpplanetinių dulkių sutankėjimą, paliktą pralėkusios kometos ar asteroido. Dulkės ten yra įvairaus dydžio, nuo mikrometrų iki dešimčių centimetrų. Tikėtina, kad jų dydžiai atkartoja dydžius granulių, iš kurių kometos ir asteroidai susiformavo; kitaip tariant, kometas formavę akmenukai per puspenkto milijardo metų ir išliko tokie patys, nors ir buvo sukibę į kometą, o jai yrant pažiro iš naujo. Jei taip yra iš tiesų, meteorų lietūs gali suteikti informacijos apie tų asteroidų ir kometų kilmės regionus, nes skirtingose Saulės protoplanetinio disko vietose granulių dydžiai irgi skyrėsi. Naujame tyrime mokslininkai išnagrinėjo 47 meteorų lietų duomenis ir atliko būtent tokią analizę. Visi lietūs yra gana jauni, tad jų sudėtis dar nespėjo stipriai pasikeisti dėl Saulės vėjo poveikio. Suskirstę meteorų šaltinius į tris grupes – ilgo periodo kometas, Jupiterio šeimos kometas ir asteroidus – mokslininkai nustatė įdomių skirtumų tarp jų savybių. Ilgo periodo kometos, kurios atlekia iš Oorto debesies ir per žmonijos istoriją centrinėje Saulės sistemos dalyje apsilanko ne daugiau nei keletą kartų, paleidžia meteorus, kurių masės pasiskirstymas gana tolygus – kiekviena masės dekada (dešimties faktorius, pvz. nuo gramo iki dešimties, nuo dešimties iki šimto ir pan.) turi tokį patį bendrą paviršiaus plotą. Tai rodo, kad kometos ir formavosi palengva, nes panašus granulių pasiskirstymas turėjo būti pirmykščiame protoplanetiniame diske, iki prasidedant dažniems granulių susidūrimams. Jupiterio šeimos kometos, kurių periodai neviršija 20 metų, paskleidžia meteorus, tarp kurių santykinai daugiau mažų, tačiau didžioji masės dalis visgi sutelkta didžiausiuose. Tai rodo, kad jos formavosi tankesnėje aplinkoje, kur granulės trankėsi ir byrėjo, taip pagausėjo mažųjų. Asteroidų paliekamuose meteorų srautuose dar labiau dominuoja mažieji – juose sutelkta ir didžioji masės dalis. Manoma, kad panašiai smarkiai subyrėti granulės galėjo tik toje protoplanetinio disko dalyje, kur formavosi didžiosios planetos. Tad Oorto debesis turbūt formavosi vėlai, jau po to, kai nusistovėjo dabartinės planetų padėtys, o Jupiterio šeimos kometos, atlekiančios iš vadinamojo Išsklaidytojo disko, susidarė iš medžiagos, kurią išblaškė Neptūnas, migruodamas tolyn nuo Saulės. Toks scenarijus daugmaž atitinka tai, ką jau seniau žinojome apie planetų formavimosi istoriją; visgi jo patvirtinimas nepriklausomu metodu yra labai naudingas, nes sutvirtina pasitikėjimą dabartinėmis žiniomis. Tyrimo rezultatai publikuojami Icarus.
***
TRAPPIST-1 orbitų evoliucija. Daugybė egzoplanetų atradimų per pastaruosius tris dešimtmečius leido susidaryti ir neblogą vaizdą apie tai, kaip planetų sistemos atsiranda ir vystosi. Pavyzdžiui, dabar žinome, kad planetos negimsta ten, kur vėliau jas randame; užgimusios kurį laiką jos migruoja, kartais artyn prie žvaigždės, kartais tolyn nuo jos. Paprasčiausiu atveju, kai visos planetos migruoja tam tikrą laiką, o vėliau nustoja, labiausiai tikėtina galutinė konfigūracija yra tokia, kur gretimų planetų orbitų periodų santykis yra 3:2. Kitaip tariant, vidinės planetos metai trunka du trečdalius antrosios planetos metų, šie – du trečdalius trečiosios ir taip toliau. Aišku, dauguma sistemų nėra tokios paprastos, įskaitant ir Saulės sistemą. Tai rodo, kad jos patyrė įvairių sukrėtimų ar nestabilumų. TRAPPIST-1 sistema, turinti septynias uolines planetas, yra artima idealiai konfigūracijai, tačiau pirmosios trys planetos išsidėsčiusios truputį kitaip. Vietoj 3:2, pirmųjų dviejų porų periodų santykiai yra 8:5 ir 5:3. Kodėl taip nutiko? Dabar mokslininkai teigia radę paaiškinimą: pasikeitusi konfigūracija susijusi su protoplanetinio disko išsisklaidymu. Kiekviena planetinė sistema prasideda nuo dujų ir dulkių disko, kuriame augančios uolienos galiausiai virsta planetomis. Planeta kurį laiką sąveikauja su disku – tai ir sukelia migraciją. Priartėjusi ar nutolusi nuo kaimynių taip, kad periodų santykis tamp 3:2, planeta „sukimba“ su kaimyne, nes jų tarpusavio gravitacija palaiko jų orbitas viena kitos atžvilgiu. Minėta ideali orbitų konfigūracija nusistovėtų, jei planetos migruotų iki sukibdamos į rezonansą, o vėliau diskas išsisklaidytų akimirksniu. Realybėje taip nėra – tiek paprasti skaičiavimai, tiek detalūs skaitmeniniai modeliai rodo, kad diskas turėtų pradėti garuoti nuo vidaus. Naujojo tyrimo autorių teigimu, TRAPPIST-1 sistemoje taip ir nutiko. Planetos iš pradžių pasiekė 3:2 rezonansą ir migravo kartu. Diskui pradėjus garuoti, iš pradžių migruoti nustojo artimiausia žvaigždei planeta, vėliau antra, ir taip toliau. Tuo metu, kai pirmoji planeta jau nebebuvo diske, o antroji dar buvo, pastarosios periodas kiek pailgėjo, todėl santykis iš 2:3 pakito į 5:8. Panašiai nutiko ir antros-trečios planetų porai. Iš likusių keturių rezonansų trys yra 3:2, o vienas – 4:3. Pastarojo tiksliai paaiškinti naujasis modelis negali, bet trys „idealūs“ rezonansai greičiausiai rodo, kad galutinis disko garavimo etapas buvo greitas, lyginant su išorinių planetų orbitų periodais. Nors kol kas nė karto nepavyko pamatyti disko garavimo iš vidaus į išorę – iš esmės todėl, kad vidinio krašto neįmanoma išskirti – šis rezultatas sustiprina išvadą, kad procesas vyksta būtent taip. Taip pat jis padeda suprasti, kaip vystosi daugelio planetų sistemos ne visiškai idealiomis sąlygomis. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Astronomy.
***
Druskingumo įtaka planetų klimatui. Visi žinome, kad sūrus vanduo užšąla sunkiau, nei gėlas. Todėl ir jūros bei vandenynai žiemą nepasidengia ledu šiauriau, nei upės ir ežerai. Vandenynų druskingumas svarbus ir visos planetos klimatui – jei vandenynuose vanduo būtų gėlas, Žemė daug lengviau užšaltų į ledo rutulį. Iš kitos pusės, jei vanduo būtų daug druskingesnis, ašigalinių ledo kepurių išvis neliktų. Šis poveikis bendrais bruožais neturėtų priklausyti nuo to, kokia žvaigždė apšviečia planetą – panaši į Saulę ar raudonesnė. Bet sąveikos tarp šviesos/šilumos ir vandens detalės gali skirtis. Tą mokslininkai ištyrė skaitmeniniais modeliais. Jie apskaičiavo, kokia pusiausvira vandenynų būsena nusistovėtų planetoje, kuri dydžiu, mase, vandens kiekiu ir žemynų išsidėstymu atitinka Žemę, tačiau vandenynų druskingumas ir apšvietimas yra skirtingi. Išbandyti druskingumo lygiai buvo mažesnis už Žemės vandenynų (2%), lygus mūsiškiams (3,5%) ir du didesni (5% ir 10%), o apšvietimo ištirti keturi variantai: Saulės spektro ir raudonosios nykštukės spektro (kuriame daug daugiau infraraudonųjų spindulių), abiem atvejais ištiriant tiek šiandieninį energijos srautą, tiek kone trečdaliu mažesnį, apšvietusį pirmykštę Žemę. Paaiškėjo, kad planetose prie raudonųjų nykštukių vandens druskingumas turi daug mažesnį poveikį tiek apledėjimui, tiek paviršiaus temperatūroms. Esant šiandieniniam apšvietimo lygiui, t.y. maždaug 1,4 kilovato į kvadratinį metrą ties pusiauju, Žemė prie raudonosios nykštukės neturėtų ledo kepurių nepriklausomai nuo druskingumo. Net ir 30% mažesnis energijos srautas palaikytų atvirą vandenyną bent jau ties pusiauju, o labai druskingu atveju ledo kepurės būtų panašios, kaip mūsų Žemės šiandien. Tai atsispindi ir temperatūroje: Saulės tipo žvaigždės planetos temperatūra, didėjant vandenynų druskingumui, pakyla maždaug šešiais laipsniais, tuo tarpu raudonosios nykštukės planetos temperatūra nuo druskingumo praktiškai nepriklauso. Šie rezultatai rodo, kad raudonųjų nykštukių planetos mažiau atsparios atstumo nuo žvaigždės pokyčiams, nei Saulės tipo žvaigždės, nes didėjantis druskingumas negali kompensuoti mažėjančio energijos srauto. Tyrimo rezultatai arXiv.
***
Šiaurinės žvaigždės dėmės. Šiaurinė žvaigždė ypatinga ne tik tuo, kad (šiuo metu) yra (beveik) tiksliai dangaus šiaurės ašigalyje. Ji taip pat yra artimiausia mums kintanti žvaigždė cefeidė, o tokiomis žvaigždėmis remiasi Visatos plėtimosi spartos matavimai. Jų svarba slypi tame, kad maksimalus cefeidžių šviesis glaudžiai siejasi su kintamumo periodu: kuo žvaigždė šviesesnė, tuo lėčiau jos šviesis kinta. Taigi išmatavę kitimo periodą galime nustatyti ir tikrąjį žvaigždės šviesį, o tada – atstumą iki jos. Teoriniai modeliai paaiškina, kodėl cefeidės kinta: nuolat keičiasi jų spindulys, todėl žvaigždės, galima sakyti, pulsuoja. Visgi norėdami suprasti proceso detales ir galimas variacijas, turime kuo geriau pažinti individualias cefeides. Dabar astronomai pristatė penkerių metų trukmės labai detalių Šiaurinės žvaigždės stebėjimų duomenis. Ši žvaigždė yra ne pavienė, o sudaro trinarę sistemą. Artimesnė pagrindinės žvaigždės kompanionė sukasi 30 metų periodu, o šiuo metu abi žvaigždės yra arti viena kitos. Naujaisiais stebėjimais labai tiksliai matuotas abiejų žvaigždžių šviesis, padėtis dangaus skliaute ir judėjimo greitis. Taip patikslinta Šiaurinės žvaigždės masė – 5,13 karto didesnė už Saulės. Jos šviesis pasirodė esąs kiek didesnis, nei prognozuoja evoliuciniai modeliai tokios masės cefeidei. Kodėl taip yra? Gali būti, kad tai susiję su žvaigždės dėmėmis: duomenyse aptiktas šviesio kitimas ne tik maždaug keturių parų trukmės pulsavimo periodu, bet ir 120 dienų periodu. Tai greičiausiai yra žvaigždės sukimosi periodas, maždaug keturis-penkis kartus ilgesnis, nei Saulės. Žvaigždei sukantis, į mus atsisuka vis skirtingi regionai, dėl kurių žvaigždė kartais pritemsta, kartais nušvinta labiau, nei vien dėl pulsacijų. Naujieji duomenys leido sudaryti net ir grubų žvaigždės paviršiaus žemėlapį, kuriame matyti dėmės, daug didesnės nei Saulės. Jei panašios paviršiaus struktūros būdingos visoms cefeidėms, jų matavimus ir atstumų vertinimus reikia traktuoti gana atsargiai. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal.
***
Wow! signalą sukėlė vandenilis. 1977 metais Ohio valstijos universiteto „Didžiosios ausies“ (Big Ear) radijo teleskopu užfiksuotas signalas, kurį budintis technikas pažymėjo prierašu „Wow!“. Tai buvo trumpas labai stiprus radijo spinduliuotės sustiprėjimas siaurame spektro ruože. Signalas atsklido maždaug iš Galaktikos centro pusės ir daugiau nepasikartojo, tad jo prigimtis liko neaiški. Tarp hipotezių, aišku, buvo ir nežemiškos civilizacijos signalas, taip pat buvo kalbėta apie neaptiktas kometas. O dabar mokslininkai pateikė dar vieną galimą, ir labai pagrįstą, paaiškinimą – signalą paskleidė retas žybsnis dujų debesyje. Išvadą tyrėjai padarė remdamiesi Arecibo teleskopo duomenimis, surinktais 2017-2020 metų laikotarpiu. Dabar jau nebeveikiančio teleskopo archyvuose jie rado signalų, labai panašių į Wow! signalą, tik apie šimtą kartų blausesnių. Signalai sklido iš įvairiose vietose esančių atominio vandenilio dujų debesų. Tokių dujų Galaktikoje yra labai daug – jos sudaro daugiau nei ketvirtį visos tarpžvaigždinės medžiagos – tačiau panašūs signalai sklinda retai. Kodėl? Todėl, kad jiems reikia dar vieno ingrediento – šaltinio, kuris debesyje sukelia mazerio efektą ir labai sustiprina 21 centimetro ilgio vandenilio dujų spinduliuotę. Tokie šaltiniai galėtų būti, pavyzdžiui, magnetarų žybsniai, kurie trunka keletą sekundžių ar minučių. Wow! signalas buvo tiesiog išskirtinai ryškaus žybsnio padarinys. Toks scenarijus gerai paaiškina ir signalo kilmę ir tai, kad daugiau jo niekada nepavyko užfiksuoti. Dar viena svarbi šio rezultato išvada – ieškoti technopėdsakų, t.y. technologinių civilizacijų egzistavimo požymių, reikia labai atsargiai, nes netyčia galima tokiais palaikyti ir visiškai natūralius, nors ir retus, mazerio reiškinius. Tyrimo rezultatai arXiv.
***
Gravitacinės bangos iš kolapsarų. Gravitacinių bangų šaltiniai, kuriuos esame aptikę iki šiol, yra dvinarės sistemos: neutroninių žvaigždžių irba juodųjų skylių poros, taip pat dvinariai pulsarai (iš jų aptikti tik netiesioginiai gravitacinių bangų požymiai). Naujame tyrime apskaičiuota, kad gravitacines bangas skleisti gali ir pavieniai objektai – kolapsuojančios greitai besisukančios žvaigždės. 15-20 kartų už Saulę masyvesnės žvaigždės gyvenimo pabaigoje staigiai susitraukia, o jų išoriniai sluoksniai išsprogsta – įvyksta supernovos sprogimas, dažnai kartu su gama spindulių žybsniu. Objektas virsta juodąja skyle, o sprogimas aplink ją palieka medžiagos diską. Šis egzistuoja trumpai, per kelias minutes sukrenta pro įvykių horizontą. Tačiau krisdama medžiaga juda spiralėmis, o jos masės ir greičio pakanka, kad iškreiptų aplinkinį erdvėlaikį ir sukurtų gravitacines bangas, kurias pajėgtų aptikti ir mūsų instrumentai. Tokią išvadą mokslininkai padarė pasitelkę naujausius skaitmeninius modelius, kuriuose įtraukiami tiek gravitacijos ir hidrodinamikos, tiek reliatyvistiniai efektai, reikšmingi kolapsuojančioje sistemoje. 10 Saulės masių žvaigždė pradžioje turėtų paskleisti 100 Hz ir panašaus dažnio gravitacines bangas, kurių dažnis laikui bėgant mažėja. Jei kolapsarų skaičius Visatoje panašus į daug masyvesnių žvaigždžių sprogimų dažnumą – pastarąjį skaičių žinome geriau, nei pirmąjį – LIGO ir panašūs detektoriai galėtų užfiksuoti maždaug vieną tokį įvykį per metus ar kiek mažiau. Tai reiškia, kad surinktuose duomenyse galimai jau slypi vieno ar net kelių kolapsarų požymiai. Naujos kartos gravitacinių bangų detektoriai, kurie turėtų pradėti veikti kito dešimtmečio pradžioje, kasmet turėtų aptikti dešimtis, o gal net šimtus. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal Letters.
***
Galaktikų tankio profiliai – įvairūs. Kiekvienos galaktikos medžiaga tankiausia jos centre, o tolstant – mažėja. Aišku, ne viskas yra tolygu: žvaigždžių spiečiai ar spiralinės vijos tankesnės už aplinką, bet vidutiniškai tankis tikrai krenta. Kurį laiką atrodė, jog tas kritimas netgi per daug panašus: skirtingų galaktikų, kurių žvaigždės išsidėsčiusios gana nevienodai, bendri (žvaigždžių ir tamsiosios materijos) tankio profiliai atrodė iš esmės beveik vienodi. Nepaisant daug bandymų, niekam nepavyko sukurti modelio, kuris tokius panašumus paaiškintų. Bet dabar mokslininkai nustatė, kad iš tiesų galaktikų tankio profiliai daug įvairesni, nei atrodė anksčiau – tiesiog seniau duomenys buvo analizuojami pernelyg primityviai. Tyrėjai analizei pasirinko 22 galaktikas, kurių šviesa iki mūsų skrieja apie keturis milijardus metų. Siekdami apskaičiuoti tankio profilius, jie pasitelkė labai detalų dvimatį tankio priskyrimo metodą – tai pirmas kartas, kai toks metodas pritaikytas tokioms tolimoms galaktikoms. Anksčiau jų tankis būdavo modeliuojamas vienmačiais metodais ir, pasirodo, būtent tai lėmė gaunamų profilių tarpusavio panašumą. Naujuoju metodu gauti galaktikų suminiai tankio profiliai tarpusavyje skiriasi netgi labiau, nei vien žvaigždžių tankio profiliai – kaip ir būtų galima tikėtis, jei ir tamsioji materija, ir žvaigždės telkiasi praktiškai nepriklausomai, kaip ir prognozuoja dabartiniai modeliai. Taip pat naujuose duomenyse nerasta ir ryšio tarp tamsiosios materijos kiekio galaktikos centrinėje dalyje ir žvaigždžių išsidėstymo galaktikoje; iš kitos pusės, ryšys egzistuoja tarp viso medžiagos tankio ir tamsiosios materijos kiekio. Tai vėlgi atitinka standartinio galaktikų formavimosi modelio prognozes. Tyrimo rezultatai publikuojami MNRAS.
***
NASA teleskopas Fermi nuo 2008 metų stebi dangų gama spindulių diapazone. Maždaug milijardą kartų aukštesnės energijos, nei regimieji, šie spinduliai rodo pačius energingiausius procesus Visatoje. Čia matome pirmų 12 metų stebėjimų duomenis, sujungtus į vieną montažą. Ryškiausia, geltonai švytinti zona yra Paukščių Tako centras, raudona linija – jo diskas, o taškeliai – pavieniai šaltiniai. Už Galaktikos disko tai daugiausiai yra tolimos aktyvios galaktikos, diske – artimi pulsarai. Tiesa, ne visi šaltiniai aiškiai identifikuoti. Ties Galaktikos centru, statmenai plokštumai, įmanoma įžiūrėti kylančius Fermi burbulų – Paukščių Tako praeities aktyvumo pėdsakų – kontūrus.
***
Štai tokios naujienos iš praėjusios savaitės. Kaip įprastai, laukiu jūsų klausimų ir komentarų.
Laiqualasse