Ko reikia, norint iš kur nors pabėgti. Greičiausiai – pakankamo greičio. Bent jau gravitacijos valdomose sistemose tai yra svarbiausias parametras. O praėjusios savaitės naujienose su pabėgimu susijusių tyrimų randame ne vieną. Štai iš Marso atmosferos vandenilis ir deuteris bėga gana greitai – jie juda greičiau, nei galėtume spėti pagal temperatūrą. Asteroidas Fajetonas, kartais užsiauginantis kometišką uodegą, netampa visiškai neaktyvus, nepaisant daugelio praskridimų arti Saulės; taip greičiausiai yra dėl išskirtinių sąlygų jo paviršiuje. Dar kalbama apie pabėgimus (ir ne tik) iš Saulės sistemos, pro šalį praskridus kitai žvaigždei, bei apie medžiagą, pabėgančią iš žvaigždžių prieš jų mirtį supernovos liepsnose. Kitose naujienose – palyginus nesenas vulkanizmas Mėnulyje, Ganimedo sukimosi pokyčiai senovėje ir platūs galaktikų pakraščiai. Gero skaitymo!
***

120 milijonų metų vulkanizmas Mėnulyje. Kada Mėnulyje paskutinį kartą veržėsi ugnikalniai? Apollo misijų pargabentuose mėginiuose buvo aptikta 2,8-2,9 milijardų metų senumo vulkaninių uolienų, vėliau Chang’e-5 misijos duomenys atskleidė dviejų milijardų metų senumo vulkaninių bazaltų egzistavimą. Iki šiol tai buvo jauniausi žinomi panašūs dariniai. Bet dabar mokslininką aptiko įrodymų, kad magma Menulyje liejosi vos prieš 120 milijonų metų. Atradimas padarytas nagrinėjant to paties Chang’e-5 pargabentuose mėginiuose randamus stiklo rutuliukus. Jie susidaro, kai didelis karštis išlydo uolienas. Taip gali nutikti tiek ugnikalnių išsiveržimų, tiek asteroidų smūgių metu. Tačiau vienu ir kitu būdu pagaminti rutuliukai skiriasi. Ištyrę daugiau nei tris tūkstančius rutuliukų, mokslininkai aptiko tris, kurių tekstūra ir cheminė sudėtis rodo juos esant vulkaninės kilmės. Urano ir švino izotopais paremtas radioaktyvusis datavimas atskleidė jų amžių – 123 milijonai metų, su 15 milijonų paklaida. Vietos, kur įvyko išsiveržimas, nustatyti neįmanoma, nes rutuliukus vėlesni asteroidų smūgiai galėjo nunešti labai toli nuo susidarymo vietos. Taigi gali būti, kad bent kokį vieną kartą dinozaurai galėjo matyti raudonuojantį Mėnulio veidą. Tyrimo rezultatai publikuojami Science.

***

Saulės sistema – didžiulė. Žemę nuo Saulės skiria 150 milijonų kilometrų. Iš kur mes tai žinome? Šiandien iš principo galėtume išmatuoti atstumus iki kitų planetų radaro ar lazerio impulsais, bet kaip tą mokslininkai padarė prieš kelis šimtus metų? Apie Saulės sistemos matavimus pasakoja Dr. Becky:

***

Marso ledo kepurių asimetrija. Marsas, kaip ir Žemė, turi ašigalines ledo kepures. Priešingai nei mūsų planetoje, jos pagrinde sudarytos iš anglies dvideginio. Jų dydis per metus labai kinta – kasmet sustingsta ir išgaruoja kone ketvirtis Marso atmosferos. Dideli skirtumai matomi ir tarp pietinės bei šiaurinės kepurių – pietinė visada masyvesnė, ledas skaidresnis, o jį vagoja vorus primenantys tamsūs įtrūkimai. Dabar pateiktas modelis, paaiškinantis visas šias savybes. Paaiškinimas remiasi dviem pagrindiniais faktoriais: Marso orbitos elipsiškumu ir Marso pusrutulių aukščių skirtumu. Didžiausias Marso nuotolis nuo Saulės apie 20% didesnis už mažiausią; būdamas toliau nuo žvaigždės, Marsas juda lėčiau. Tai nutinka, kai pietų pusrutulyje yra ruduo ir žiema, taigi šie metų laikai ten trunka ilgiau už pavasarį ir vasarą; šiaurės pusrutulyje – priešingai. Be to, pietų pusrutulyje paviršius vidutiniškai yra gerokai aukščiau, nei šiauriniame. Taigi ilgesnės žiemos ir didesnis aukštis lemia, kad pietų ašigalyje būna šalčiau, tad ir kepurė gali formuotis storesnė. Dulkių audros Marse dažniausiai vyksta, kai planeta arčiau Saulės, taigi šiaurinės žiemos metu, todėl į šiaurėje augančią ledo kepurę patenka daugiau dulkių. Tai lemia, kad pietinės kepurės ledas skaidresnis, nei šiaurinės. Pavasarį, kai temperatūra ima kilti, Saulės šviesa gali prasiskverbti giliai pro pietinį ledą ir išgarinti anglies dvideginį apačioje. Besiverždamos lauk dujos sukelia sprogimus ir suformuoja griovelius, vingiuojančius į šalis nuo vieno centro – taip susidaro voriškos struktūros. Šiaurėje panašus reiškinys vyksta tiktai kopų šlaituose, kur vėjas greitai užpusto besiformuojančius griovius. Šie rezultatai svarbūs siekiant suprasti tiek dabartinius Marso klimato svyravimui – kurie, savo ruožtu, svarbūs planuojant žmonių misijas – tiek ilgalaikę planetos raidą. Tyrimo rezultatai publikuojami Icarus.

***

Marso atmosferos pabėgimo detalės. Marso atmosfera po truputį garuoja į kosmosą. Tą ji daro praktiškai visus puspenkto milijardo metų, kiek egzistuoja planeta, ir pakankamai greitai, kad iš pradinės žemišką primenančios atmosferos liko tik porą šimtų kartų retesnė. Kartu su atmosfera Marsas prarado ir vandenį – bent dalis jo irgi išgaravo. Tokią išvadą darome remdamiesi deuterio gausa Marso atmosferoje: jo ten gerokai daugiau, nei Žemėje. Deuteris yra vandenilio atmaina su papildomu neutronu branduolyje. Tai padaro šį atomą dvigubai sunkesnį, nei paprastas vandenilis, tad jis sunkiau pabėga iš atmosferos. Vandeniui garuojant, skylant į vandenilį ir deguonį ir pabėgant iš atmosferos į kosmosą, deuterio gausa vis kyla. Norėdami susieti dabartinę deuterio gausą su praeityje Marso turėtu vandens kiekiu, mokslininkai turi išsiaiškinti ir tai, kaip sparčiai šiuo metu iš Marso pabėga vandenilis ir deuteris. Dabar tai pirmą kartą padaryta per visus Marso metus apimantį laikotarpį. Tyrėjai pasitelkė MAVEN zondo, skirto Marso atmosferos tyrimams, ir Hubble teleskopo duomenis. MAVEN duomenys yra daug gausesni, tačiau apima tik laikotarpį nuo 2014 metų; be to, MAVEN nepakankamai jautrus, kad išmatuotų deuterio srautą Marso pietinę žiemą, kai planeta yra toliau nuo Saulės. Hubble užpildė šias spragas ir papildė duomenis stebėjimais nuo pat 1991 metų. Laikotarpis aprėpė daugiau nei 15 Marso metų, kurie trunka beveik dvigubai ilgiau, nei Žemės. Duomenyse tyrėjai pastebėjo porą netikėtų dalykų. Pirma, Marsui priartėjus prie Saulės, kilti į kosmosą ima nebe pavieniai vandenilio, deuterio ir deguonies atomai, o visos vandens molekulės; šis laikotarpis dera su dulkių audrų sezonu. Antra, vandenilis ir deuteris iš viršutinės Marso atmosferos į kosmosą pabėga labai greitai, daug greičiau, nei turėtų, jeigu judėtų greičiais, atitinkančiais atmosferos temperatūrą. Taigi šie atomai kažkokiu būdu įgreitėja iki daug didesnių, viršterminių, greičių. Priežastys, kodėl taip nutinka, gali būti kelios: Saulės vėjo dalelių smūgiai arba cheminės reakcijos. Apskritai panašu, kad deuterio ir vandenilio pabėgimą riboja ne pačių atomų judėjimas viršutinėje atmosferoje, o vandens molekulių pakilimas iš artimų paviršiui sluoksnių į viršutinius. Šie atradimai padės geriau suprasti ne tik Marso, bet ir kitų planetų, įskaitant egzoplanetas, atmosferų bei vandens raidą per milijardus metų. Tyrimo rezultatai publikuojami Science Advances.

***

Fajetono kometiškumas – dėl sieros. Asteroidas (3200) Fajetonas – ypatingas. Nors sudarytas iš uolienų, kaip ir kiti, priartėjęs prie Saulės pasidabina dujų uodega, tarsi kometa. Kometos uodegas užsiaugina todėl, kad turi daug lakiųjų medžiagų, kurios kaskart pasiekus Saulę įkaista ir ima garuoti, kartu išsinešdamos ir uolienų grumstelius. Fajetono uodegoje dulkių labai nedaug, o tokia savybė kelia daug klausimų. Labiau tikėtini yra du kitokie asteroido sąveikos su Saule scenarijai. Jei dujų veržiasi daug iš giliai, jos turėtų nusinešti išorines dulkes ir kaskart asteroidas Saulę pasiektų su “šviežiu” paviršiumi, kuris vėl galėtų sparčiai garuoti. O jei dujos veržiasi iš paviršiaus, tuomet išgaravus joms, paviršius turėtų likti kietas ir nejautrus vėlesniam kaitinimui. Dabar mokslininkai pasiūlė dar vieną scenarijų, tarpinį šiems dviem, kuris paaiškina Fajetono stebėjimus. Išvados paremtos laboratoriniais eksperimentais: tyrėjai paėmė gana reto tipo meteoritų, vadinamų CM chondritais, skeveldrų, sudėjo jas į beorę aplinką ir ėmė staigiai kaitinti bei vėsinti. Toks temperatūros kitimas turėtų atitikti sąlygas, kurias patiria Fajetono paviršius arti Saulės, kai asteroidas per keturias valandas išgyvena pilną nakties ir dienos ciklą. Priešingai nei būtų kometose, chondritinių uolienų mėginiai išmetinėjo dujas ne vieną ar kelis ciklus, o dešimtis jų. Taip greičiausiai nutiko todėl, kad juose, kaip ir Fajetone, yra daug sieros junginių, ypač geležies sulfidų. Atėjus dienai, jie įkaista ir suskyla, išskirdami dujinius sieros junginius. Bet šie junginiai nėra pačiame paviršiuje, o kiek giliau. Fajetono paviršiuje nedaug porų, pro kurias gelmėse esančios dujos galėtų veržtis, tad jos sunkiasi lėtai ir kaupiasi asteroido viduje. Atėjus nakčiai, dalis dujų iš naujo sureaguoja su asteroido mineralais ir suformuoja naujus sulfidus. Vėl išaušus dienai, procesas kartojasi. Taip sieringi mineralai Fajetone išlieka labai ilgai. Nagrinėdami, kokia asteroido paviršiaus sandara geriausiai derėtų su tokiu scenarijumi, tyrėjai nustatė, kad greičiausiai Fajetono paviršius susideda iš olivino, hematito, geležies sulfidų ir kalcio sulfatų. Šių išvadų patvirtinimo ar paneigimo laukti reikės ne tiek ir ilgai – iki 2029 metų, kai Japonijos misija Destiny+ praskris šalia asteroido ir gaus geresnių jo duomenų. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Communications.

***

Smūgis pakeitė Ganimedo sukimąsi. Jupiterio palydovas Ganimedas – didžiausias mėnulis Saulės sistemoje, didesnis net už Merkurijų. Viena iš įdomių jo paviršiaus savybių yra kalvų ir griovų ratilai, tarsi plintantys iš vieno taško. Neabejojama, kad juos sukūrė didelio asteroido smūgis palydovo jaunystėje – jis sustūmė Ganimedo plutą lyg audeklą ir suformavo raukšles. Dabar mokslininkai apskaičiavo, kad asteroidas greičiausią buvo apie 20 kartų didesnis nei tas, kuris sunaikino dinozaurus, o jo smūgis pakeitė Ganimedo sukimosi ašį. Idėją pasufleravo pastebėjimas, kad raukšlių ratilų centras yra tiksliai priešingoje Ganimedo pusėje, nei Jupiteris. Ganimedas, kaip ir mūsų Mėnulis, į planetą visą laiką atsukęs tą pačią pusę. Būtų labai netikėta, jei asteroidas pataikė tiksliai į antiplanetinį tašką, tad greičiausiai paaiškinimas kitoks: smūgis pasuko sukimosi ašį, nes Ganimede įstrigęs asteroidas sukūrė masės asimetriją. Remdamiesi šiuo pastebėjimu bei žinomomis ratilų savybėmis, tyrimo autoriai apskaičiavo, kad atsitrenkęs asteroidas turėjo būti 300 km skersmens. Tai 20 kartų daugiau, nei Čiksulubo asteroidas, kuris sukėlė masinį išmirimą prieš 66 milijonus metų. Smūgio metu susidarė pirminis 1400-1600 kilometrų skersmens krateris (palyginimui Ganimedo skersmuo yra apie 5260 km). Autorių teigimu, tolimojoje nuo Jupiterio Ganimedo pusėje turėtų egzistuoti masės sankaupa ir kiti smūgio pėdsakai. Juos galbūt aptiks Europos kosmoso agentūros misija JUICE, šiuo metu skrendanti Jupiterio sistemos link. Ganimedą ji turėtų pasiekti 2034-aisiais. Tyrimo rezultatai publikuojami Scientific Reports.

***

Kodėl Saturnas atrodo taip keistai? – paklausite jūs, pamatę šią nuotrauką. Ir būsite neteisūs, nes čia – ne Saturnas, o Neptūnas. Tolimiausia Saulės sistemos planeta irgi turi žiedus, nors jie ir daug menkesni už Saturno. Čia jie išryškėja infraraudonųjų spindulių nuotraukoje, darytoje James Webb teleskopu. Taip pat aiškiai matyti aukštuminiai Neptūno debesys, susidarantys virš pagrindinio metano sluoksnio, kuris skleidžia vientisą melsvą spinduliuotę. Ryškus objektas viršuje – Neptūno palydovas Tritonas, kurį dengiantis azoto ledas daro jį ryškesnį už pačią planetą. Iš viso nuotraukoje galima rasti lygiai pusę – septynis – Neptūno palydovus.

***

Saulės kaimynė sujaukė orbitas. Saulė, kaip ir kitos žvaigždės, gimė glaudžioje grupėje su daugybe kaimynių. Iki grupei išsisklaidant – paprastai tai nutinka per keliasdešimt milijonų metų – žvaigždės galėjo praskrieti labai arti viena kitos ir sujaukti gimstančias planetines sistemas. Naujame tyrime teigiama, kad toks kaimynės skrydis pro šalį gali paaiškinti keletą dar ir dabar matomų Saulės sistemos pakraščių keistenybių. Jau seniai žinoma, kad už Neptūno orbitos skrajojančių mažųjų kūnų – nykštukinių planetų ir asteroidų – orbitos dažnai yra pailgos, sudaro didelį kampą su planetų orbitų plokštuma, o kartais netgi jai statmenos arba apskritai atvirkščios. Pro šalį skrendanti žvaigždė galėjo ištempti orbitas iš pradinės diskinės konfigūracijos. Būtent tokį procesą tyrėjai išnagrinėjo skaitmeniniu modeliu. Paėmę pradinę sistemą, sudarytą iš Saulės ir daugybės mažų kūnų, skriejančių apskritiminėmis orbitomis diske aplink ją, jie pro šalį paleido skrieti įvairios masės žvaigždžių skirtingomis trajektorijomis. Paaiškėjo, kad maždaug 80% Saulės masės žvaigždė, pralėkusi mažiausiu 110 astronominių vienetų atstumu beveik statmenai disko plokštumai, galėjo sujaukti pirmykštę Saulės sistemą būtent taip, kaip matome dabar. Astronominis vienetas yra vidutinis atstumas tarp Saulės ir Žemės, maždaug 150 milijonų kilometrų; 110 AU – beveik keturis kartus toliau, nei dabartinė Neptūno orbita. Kai kurios žvaigždės sujauktos orbitos tampa pailgos ir pakrypsta dideliu kampu nuo pradinės plokštumos, kitos visai apsisuka aplink. Paveikiami ne tik objektai arčiau Saulės, bet ir tolimesni, net ir tokie, kaip Sedna – vidutiniškai 500 AU nutolusi nykštukinė planeta. O kai kurie mažieji kūnai buvo numesti ir į vidinę Saulės sistemos dalį, bent jau tą, kur skrieja didžiosios planetos. Pastarųjų gravitacija galėjo juos pagauti. Tai paaiškintų, kodėl visos keturios didžiosios planetos turi “keistų” palydovų – skriejančių plačiomis netvarkingomis orbitomis, kartais net priešinga kryptimi, nei likusieji. Tyrimo rezultatai publikuojami dviejuose straipsniuose: apie praskrendančią žvaigždę Nature Astronomy , apie pagautus mėnulius The Astrophysical Journal Letters.

***

Maža planeta šalia karšto jupiterio. Viena iš keistų planetų rūšių, kurias aptikome prie kitų žvaigždžių – karštieji jupiteriai: masyvios dujinės milžinės, skriejančios labai arti savo žvaigždžių. Dabar jau neblogai suprantame, kaip jos atsiranda: toli nuo žvaigždės susiformavusi planeta atmigruoja artyn. Migracijos metu ji gali “išsvaidyti” pakeliui pasitaikiusias planetas į šalis. Taigi dažniausiai karštieji jupiteriai skrieja vieniši arba turi kaimynes tik daug toliau nuo žvaigždės. O dabar atrasta viena iš nedaugelio planetų, skriejančių arčiau žvaigždės, nei karštasis jupiteris. TOI-1408c aplink žvaigždę ratą apsuka per 2,2 paros, o kaimyninis karštasis jupiteris, TOI-1408b – per 4,42. Orbitų periodų santykis yra beveik 1:2, t.y. dveji artimesnės planetos metai atitinka vienus išorinės. Didesniosios planetos gravitacija mažesniąją tampo į šalis, todėl jos tranzitai vyksta nereguliariai. Jų laikas kinta iki aštuonių valandų, arba 15% orbitos periodo. Tai didžiausios tranzitų laiko variacijos, kokias esame kada nors aptikę. Didesnės kaimynės poveikis toks stiprus, kad planetos judėjimo greitis reikšmingai gali pakisti net vieno tranzito metu, taigi kinta ne tik tranzitų pradžios laikai, bet ir trukmės. Planetos spindulys kiek daugiau nei du kartus, masė – 7,6 karto viršija Žemės. Tai reiškia, kad ji greičiausiai yra vandeninė milžinė – karštas neptūnas. Tai irgi daro ją išskirtine, nes neptūnai karšti ilgai neišlieka. Planetos atmosfera, sudaryta iš vandens garų, turėtų palyginus greitai – per mažiau nei milijardą metų – išgaruoti. Ši planeta taip pat turėjo susidaryti toliau nuo žvaigždės ir atmigruoti artyn. Gali būti, kad ją “išgelbėjo” būtent periodo suartėjimas su puse karštojo jupiterio periodo. Tarpusavyje sąveikaujančios planetos ir migravo kartu, todėl mažesnioji nebuvo išmesta lauk. Saulės sistemoje panašiai nutiko Jupiteriui ir Saturnui, tik jų migracija buvo į išorę. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal Letters.

***

Šaulio A* kadaise patyrė susiliejimą. Paukščių Tako, kaip ir daugumos kitų galaktikų, centre yra supermasyvi juodoji skylė. Mūsiškė, vadinama Šaulio A*, už Saulę masyvesnė apie keturis milijonus kartų. Greičiausiai ji atsirado panašiu metu, kaip ir Galaktika, t.y. prieš 13 milijardų metų ar panašiai. Kokia ji buvo pradžioje ir kaip augo laikui bėgant? Atsakymų neturime; tiesą sakant, supermasyvių juodųjų skylių kilmės klausimas apskritai neatsakytas. Augimo scenarijų irgi yra keletas – dujų ar žvaigždžių rijimas, susijungimai su kitomis. Atsirinkti tarp jų dažniausiai irgi nelabai įmanoma. Bet dabar mokslininkai pateikė įrodymų, jog Šaulio A* tolimoje praeityje tikrai susijungė su kita. Jie rėmėsi Įvykių horizonto teleskopo duomenimis, kurie paskelbti prieš porą metų. Šiuose duomenyse matyti Šaulio A* įvykių horizonto šešėlis ir aplink judanti plazma. Jais remiantis apskaičiuota, kad juodoji skylė aplink savo ašį sukasi gana greitai, o sukimosi ašis nukreipta beveik tiksliai nuo mūsų. Juodosios skylės augimo modeliai, paremti dujų akrecija, negali paaiškinti tokios konfigūracijos: pagal juos juodoji skylė turėtų arba suktis greitai, tačiau lygiagrečiai galaktikos sukimosi ašiai, arba bet kokia kryptimi, bet lėtai. Naujojo tyrimo autoriai sumodeliavo, kaip pasikeistų juodosios skylės sukimosi greitis ir kryptis po susiliejimo su kita. Tokie susiliejimai įvyksta praėjus keliems šimtams milijonų metų po galaktikų susiliejimo, taigi scenarijui “sutvirtinti” tyrėjai pasirėmė mūsų Galaktikos susijungimo Gajos-Encelado galaktika savybėmis. Pastaroji, praryta prieš 10 milijardų metų, buvo keturis kartu mažesnės masės už Paukščių Taką, tad ir juodųjų skylių susijungimo modeliams pasirinktas toks pat santykis. Paaiškėjo, kad esant tinkamiems juodųjų skylių sukimosi greičiams ir kryptims, susijungimo produkto sukimasis labai gerai atitinka stebėjimus. Kartu tai reiškia, kad per pastaruosius devynis milijardus metų Šaulio A* augo nežymiai. Nors to ir neįrodo, šis rezultatas sustiprina išvadas, jog juodųjų skylių susiliejimai tikrai vyksta. Po maždaug dešimties metų į kosmosą bus paleisti detektoriai, kurie galės užfiksuoti tokių susiliejimų gravitacines bangas (šiandieniniai jautrūs tik daug mažesnių juodųjų skylių skleidžiamoms aukštesnio dažnio bangoms). Iki tada labai svarbu kuo geriau apskaičiuoti prognozuojamus tokių įvykių dažnumus ir kitas savybes, kad gravitacinių bangų detektoriai būtų išnaudojami maksimaliai kokybiškai. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Astronomy.

***

Dvipikės supernovos atskleidžia žvaigždžių evoliuciją. Supernovos – masyvių žvaigždžių sprogimai – yra kelių rūšių. Jei supernovos spektre nematyti vandenilio, ji vadinama I tipo, o jei nematyti ir silicio – Ib tipo, o neturinti nei silicio, nei helio – Ic tipo. Tipai apibūdinti ir pavadinimai jiems priskirti dar tada, kai nebuvo žinoma skitingų supernovų prigimtis. Dabar jau žinome, kad Ib/c tipų supernovos kyla tada, kai sprogsta labai masyvios žvaigždės, kurios prieš mirtį spėjo nusimesti išorinius vandenilio, o kartais ir helio sluoksnius ir apnuoginti giliau esančią anglį bei sunkesnius elementus. Sprogimo banga ir išmesta medžiaga, kaip taisyklė, lekia daug greičiau, nei anksčiau nusimesti sluoksniai, tad netrunka juos pasiekti, atsitrenkia ir sužimba ryškiau. Kai taip nutinka, supernovos šviesis staigiai išauga, tada kuriam laikui sumažėja, o paskui išauga vėl, kai ima ryškiai šviesti gilesniuose žvaigždės sluoksniuose buvę radioaktyvūs elementai. Seniau aptikti tokias “dvipikes” supernovas buvo labai sudėtinga, nes pirmasis pikas dažnai nutikdavo vos savaitė po sprogimo pradžios, o per tiek laiko aptikti supernovą ir nukreipti į ją galingus teleskopus toli gražu ne visada pavykdavo. Nauji, automatizuoti stebėjimų prietaisai padeda šią problemą išspręsti. Dabar mokslininkai pristatė 14 dvipikių Ib/c tipų supernovų analizę. Visos jos aptiktos Zwicky Transient Facility (ZTF) teleskopu, kuris pritaikytas automatiškai detaliai stebėti visus staiga danguje atsiradusius spinduliuotės šaltinius. Nuo 2017 metų juo aptikta daugiau nei 9000 supernovų, iš kurių 475 – Ib/c tipų. Taigi dvipikės supernovos sudaro apie 3-9% visų Ib/c tipų supernovų. Pastebėta, kad pirmo ir antro pikų šviesiai labai glaudžiai siejasi tarpusavyje. Šešios iš supernovų palyginus blausios, greičiausiai sprogusios žvaigždės nesiekė 12 Saulės masių. Jos pačios vienos išorinių sluoksnių nusimesti nespėtų – vėjai tiesiog per silpni. Taigi šios žvaigždės greičiausiai buvo dvinarėse sistemose ir prarado išorinę medžiagą dėl kompanionės gravitacijos. Likusios aštuonios supernovos – masyvesnės ir greičiausiai nusimetė medžiagą pačios. Deja, ZTF duomenų nepakanka, kad galima būtų tiksliai nustatyti išmestos medžiagos sudėtį, tačiau ateities teleskopai tą galės padaryti. Taigi šitaip iš gana retų supernovų sužinosime, kaip masyvios žvaigždės baiginėja savo gyvenimus. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal.

***

Plačiai pasklidę galaktikų pakraščiai. Galaktikas supa tamsiosios materijos halai, kurie greičiausiai tęsiasi 10-20 kartų toliau, nei, pavyzdžiui, galaktikos diskas. O kaip su regimąja materija? Per pastarąjį dešimtmetį astronomai vis geriau supranta, jog galaktikų haluose yra labai daug pasklidusių dujų. Iki šiol jų analizė apsiribojo sugerties stebėjimais: stebint tolimą ryškų spinduliuotės šaltinį – dažniausiai kvazarą – būdavo nagrinėjama, kiek jo spinduliuotės sugeria dujos artimesnės galaktikos pakraščiuose. Tokia analizė, akivaizdu, yra labai ribota – ją galima taikyti tik tose vietose, kur galaktikos ir tolimo kvazaro padėtys beveik sutampa dangaus skliaute. Dabar pirmą kartą pristatyta labai išsami galaktikos pakraščių spinduliuotės analizė. Galaktiką IRAS 08339+6517 nuo mūsų skiria 82 megaparsekai (šimtą kartų daugiau, nei iki Andromedos). Ji sparčiai formuoja žvaigždes ir yra palyginus kompaktiška – 90% žvaigždžių šviesos sklinda iš 2,3 kiloparseko spindulio regiono aplink centrą; palyginimui Paukščių Tako disko spindulys siekia apie 15 kiloparsekų. Atlikę labai detalius galaktikos aplinkos stebėjimus, astronomai išmatavo dujų spinduliuotę iki 30 kiloparsekų nuotolio nuo centro. Visais atstumais aptikta dujų, kurių tankis aukštesnis, nei tarpgalaktinėje erdvėje, taigi jų pasiskirstymui tikrai turi įtakos galaktikos gravitacija. Maždaug ties 4,5 kiloparseko – dvigubai toliau už disko kraštą – dujų savybės ima keistis: centrinėje dalyje dujų tankis, tolstant nuo centro, krenta sparčiai, eksponentine priklausomybe, o pakraščiuose kritimas gerokai sulėtėja, priklausomybė tampa laipsninė. Be to, pasikeičia dujų jonizacijos struktūra: nors ir vidinėje, ir išorinėje dalyje dujos yra jonizuotos, skirtingų elementų jonizacijos lygių santykiai skiriasi. Jie priklauso nuo jonizuojančių veiksnių, nes kiekvienas jų pasižymi skirtingu poveikiu skirtingai stipriai prie branduolių prikibusiems elektronams. Centrinėje dalyje dujų jonizaciją sukelia jaunų žvaigždžių spinduliuotė, o išorinėje – bendras visų galaktikų jonizuojančios spinduliuotės fonas ir smūginės bangos. Nors čia – tik viena galaktika, tikėtina, kad panašūs aplinkgalaktinės medžiagos telkiniai egzistuoja ir kitose. Jei Paukščių Tako dujų halas tęsiasi santykinai panašiai plačiai, kaip IRAS 08339+6517, jo spindulys gali siekti bent 200 kiloparsekų – netoli pusiaukelės iki Andromedos galaktikos. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Astronomy.

***

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

Laiqualasse