Kąsnelis Visatos DCLXII: Išsiveržimai

Kosmose, atrodytų, kur pažvelgsi, vis kas nors veržiasi ar pučiasi. Štai iš Saulės veržiasi visokie plazmos pliūpsniai ir žybsniai. Praeitą savaitę sulaukėme stipriausio žybsnio per septynerius metus ir pirmų kone realaus laiko viso vainiko magnetinio lauko stebėjimų. Prie labai jaunų žvaigždžių esantys protoplanetiniai diskai irgi visaip veržiasi, kaip veržiasi ir pačios žvaigždės; dabar turime geriausias šių procesų nuotraukas, atskleidžiančias svogūnišką čiurkšlių ir vėjų struktūrą. Kalbant apie vėjus, paskelbta apie tolimiausią žinomą kvazaro tėkmę – vėją, pučiantį per visą galaktiką labai jaunoje Visatoje. Supernovos sprogimas irgi gali būti laikomas išsiveržimu – žvaigždės sluoksniai išlekia tolyn. O kai tai nutinka lęšiuotoje galaktikoje, kurios atvaizdas danguje daugybinis, juo pasinaudojus galima išmatuoti Visatos plėtimosi spartą. Kitose naujienose – skystimas Mėnulio mantijoje, jauno Marso atmosferos dingimas ir Barnardo žvaigždės planeta. Gero skaitymo!

***

Mėnulio mantija – pusiau skysta? Žemė, kaip žinome, po kieta pluta slepia skystą mantiją ir branduolį (ir dar kietą branduolį pačiame centre). O kaip Mėnulis? Įprastai manoma, kad jis visas sustingęs į kietą akmenį – nors kadaise buvo skystas, sustingo greičiau, nes yra daug mažesnis už planetą. Bet dabar mokslininkai pateikė įrodymų, jog Mėnulio gelmėse tebėra bent dalinai išsilydęs uolienų sluoksnis. Tokią išvadą jie padarė remdamiesi Mėnulio traukos lauko pokyčių analize. Mėnulio forma ir gravitacija nuolat truputį kinta dėl Saulės ir Žemės traukos; panašiai kaip Mėnulis kelia potvynius Žemėje, taip ir Žemė – Mėnulyje. Tik Mėnulyje jie labai menki, nes uolienos mažiau paslankios už vandenį. Visgi panašiai kaip vanduo, taip ir uolienos į išorinės gravitacijos pokyčius reaguoja ne iškart, o palaipsniui. Matuojant Mėnulio formos ir gravitacijos pokyčius galima apskaičiuoti, kiek uždelstas yra atsakas, o tai priklauso nuo medžiagos paslankumo. Seniau buvo išmatuoti Mėnulį formos pokyčiai, o naujajame tyrime išnagrinėtas ir gravitacinio lauko kitimas. Duomenų imties užteko nustatyti pokyčiams ne tik per mėnesį, kai Mėnulis apsuka ratą aplink Žemę, bet ir per metus. Vienintelis modelis, galintis paaiškinti stebimus pokyčius, yra toks, kuriame Mėnulio mantijos apačia yra minkšta – kaip dalinai išsilydžiusi uoliena. Giliau esantis branduolys stingsta lengviau, todėl yra visai kietas. Šis rezultatas labai svarbus siekiant suprasti tiek Mėnulio, tiek Žemės gelmių sandarą ir raidą bei apskritį planetų (įskaitant egzoplanetas) savybes. Tyrimo rezultatai publikuojami AGU Advances

***

Mėnulis sukasi aplink Žemę, ar ne? Ot ir ne. Ir turiu omeny ne tik faktą, kad jis kartu su Žeme sukasi aplink bendrą masės centrą. Žiūrint iš Saulės, Mėnulis, galima sakyti, sukasi aplink Saulę, o Žemės gravitacija tik truputį pakeičia jo orbitą. Apie šias Mėnulio (ir kitų palydovų) judėjimo įdomybes pasakoja Minute Physics:

***

Stipriausias ciklo Saulės žybsnis. Ketvirtadienį Saulėje įvyko žybsnis, galingesnis už bet kurį šiame aktyvumo cikle ir stipriausias nuo 2017 metų. Žybsnis, klasifikuojamas kaip X9 – tai reiškia, kad jo rentgeno spinduliuotė 1-8 angstremų ruože ties Žemės orbita pasiekė devynių 10000-ųjų vato į kvadratinį metrą intensyvumą – buvo nukreiptas tiesiai į Žemę ir savaitgalį sukėlė pašvaisčių; tiesa, praktiškai vien Šiaurės Amerikoje. Tokio intensyvumo žybsniai pasitaiko nedažnai: apskritai X klasės, t.y. viršijantys vienos 10000-osios vato į kvadratinį metrą intensyvumą, žybsniai nutinka vidutiniškai dešimt kartų per metus, bet kuo intensyvumas didesnis, tuo žybsniai retesni. Galingiausias užfiksuotas žybsnis buvo trigubai galingesnis – 2003 metais Saulė paleido X28 klasės žybsnį, tačiau jis pralėkė šalia Žemės, į planetą nepataikęs. 1989 metais X15 klasės žybsnis sugadino elektros tinklus Kvebeke ir pasiuntė šią Kanados provinciją į tamsą. Galingiausias žinomas Saulės žybsnis, nutikęs dar prieš matavimų rentgeno ruože pradžią, buvo Carringtono įvykis 1859 metais; manoma, kad tai galėjo būti X45 stiprumo pliūpsnis. Šiuo metu Saulės aktyvumas pasiekęs piką, taigi tokie žybsniai iš principo nestebina; visgi priežasčių nerimauti yra, mat šis aktyvumo ciklas yra stipresnis už praėjusį, o gali viršyti ir dar ankstesnį, vykusį šio amžiaus pradžioje. Taigi ir pavojingų žybsnių šiemet ir kitąmet dar turbūt bus ne vienas. Pasiekę Žemę, jie gali ne tik sukelti pašvaistes, bet ir pakenkti įvairiai elektronikai ir net žmonių sveikatai.

***

Nuolatiniai Saulės vainiko stebėjimai. Saulę gaubia vainikas – labai retos labai karštos plazmos regionas. Magnetiniai laukai, kylantys iš žvaigždės, veikia plazmos judėjimą, sukelia žybsnius ir medžiagos išsiveržimus. Stebėtinai vainiko magnetinį lauką sudėtinga, todėl iki šiol stebėjimai buvo vykdomi arba fokusuojantis į nedidelį regioną, arba darant globalias, tačiau retas ir neypatingai aukštos raiškos nuotraukas. Dabar pirmą kartą mokslininkams pavyko įveikti kliuvinius ir padaryti dažnas viso vainiko magnetinio lauko nuotraukas. 2020 metais pirmą kartą apskritai pavyko gauti viso vainiko magnetinio lauko nuotrauką, naudojant stebėjimų techniką, vadinamą polarimetrija. Taip stebint Saulę, matuojamas ne tik spinduliuotės intensyvumas, bet ir poliarizacija – elektromagnetinių bangų svyravimo kryptis. Tik išlėkę nuo Saulės paviršiaus fotonai svyruoja visomis kryptims – šviesa nėra poliarizuota. Magnetinis laukas sulygiuoja bangas, todėl jos tampa šiek tiek poliarizuotos, o tą išmatavus, galima apskaičiuoti ir magnetinio lauko stiprumą bei kryptį. Dabar, naudodami patobulintą to paties prietaiso, kaip ir prieš ketverius metus, versiją, astronomai vainiko magnetinį lauką fotografavo 114 kartų per aštuonis mėnesius – vidutiniškai kas antrą dieną. Kaip ir tikėtasi, duomenyse pastebėti pokyčiai, susiję su Saulės sukimusi, taip pat su aktyvių regionų (dėmių grupių) iškilimu iš Saulės gelmių į paviršių. Magnetinio lauko stiprumas regione tarp 1,05 ir 1,6 Saulės spindulių (maždaug 735-1120 tūkstančių kilometrų nuo Saulės centro) svyruoja nuo <1 iki 20 gausų; Žemės magnetinis laukas ties paviršiumi yra apie pusę gauso. Palyginus duomenis su teoriniais vainiko modeliais pastebėta, kad daugeliu atvejų rezultatai sutampa, tačiau modeliai nelabai gerai prognozuoja vainiko savybes arti Saulės ašigalių bei mažiausiais masteliais. Taigi naujieji duomenys padės patobulinti modelius ir geriau prognozuoti Saulės vainiko savybes bei galimą pavojų keliančius žybsnius ir išsiveržimus. Tyrimo rezultatai publikuojami Science

***

Kometa C/2023 A3 (Tsuchinshan–ATLAS) ir tekantis Mėnulis. Šaltinis: Gabriel Zaparolli

Šiuo metu pro Saulę pralėkė ir Žemės link artėja (bet tikrai nepataikys) kometa C/2023 A3 (Tsuchinshan–ATLAS). Čia ji nufotografuota Brazilijoje rugsėjo 30 dieną, kai buvo matoma rytais; artimiausiomis dienomis ji išnirs iš už Saulės ir taps viešnia vakaro danguje.

***

Jauno Marso atmosfera – uolienose. Jaunas Marsas turėjo gana storą, daugiausiai iš anglies dvideginio sudarytą, atmosferą, kurios paviršiaus slėgis galėjo siekti nuo ketvirčio iki keturių barų (vidutinis Žemės atmosferos slėgis jūros lygyje yra truputį daugiau nei vienas baras). Prieš maždaug pusketvirto milijardo metų atmosfera ėmė sparčiai nykti. Kur ji pradingo? Dalis tikrai išgaravo į kosmosą, bet dalis galėjo susigerti į paviršiaus plutą. Dabar mokslininkai pirmą kartą detaliai įvertino, kad pastarasis rezervuaras galėjo sugerti reikšmingą dalį, o gal net ir visą, pirminę Marso atmosferą. Ankstyvą Marsą dengė geležies ir magnio gausios uolienos. Yra žinoma, kad jas skalaujant vandeniu vyksta reakcijos, kurių metu išsiskiria metanas, formuojasi serpentininiai mineralai ir molis. Šių reakcijų metu sugeriamas anglies dvideginis iš aplinkos. Tyrimo autoriai apskaičiavo, kad Marso plutoje esančių uolienų pakaktų sugerti iki 1,7 baro pirminės anglies dvideginio atmosferos. Įvertinę, kaip keitėsi Marso atmosferoje esančių anglies atomų izotopų – skirtingą neutronų skaičių turinčių atmainų – proporcijos, jie nustatė, kad greičiausiai buvo sugerta 0,6-1,3 baro anglies dvideginio. Taigi priklausomai nuo to, kokia stora buvo pradinė atmosfera, molinėse uolienose galėjo pranykti ji visa ar bent maždaug trečdalis. Ateityje žmonės Marse galės išgauti anglies dvideginį iš uolienų ir panaudoti savo reikmėms – tą padaryti gali būti paprasčiau, nei traukti jį iš retos atmosferos. Šis atradimas dar kartą patvirtina, kad uolinių planetų atmosferoms milžinišką įtaką turi vandens ir uolienų sąveikos. Apie tokias seniai žinome Žemėje, dabar ir Marse, greičiausiai panašūs procesai dėjosi ir Veneroje. Tiriant egzoplanetas bus labai svarbu įtraukti tokias sąveikas į atmosferų modelius. Tyrimo rezultatai publikuojami Science Advances.

***

Barnardo žvaigždė turi planetą. Planetų turi greičiausiai visos žvaigždės, dydžiu panašios į Saulę ar mažesnės. Tą žinome iš statistinės žinomų egzoplanetų analizės, tačiau naudinga patvirtinimus gauti ir tiesiogiai. Dabar štai atrasta planeta prie artimiausios pavienės žvaigždės. Tai – Barnardo žvaigždė, antra artimiausia Saulei sistema; už ją arčiau tik trinarė Kentauro Alfa-Proksima. Dar 2018 metais buvo pastebėti reguliarūs žvaigždės greičio svyravimai, kurie lyg ir rodė ten esant planetą, bet duomenų kokybės nepakako jos egzistavimui patvirtinti. Dabar mokslininkai pasitelkė ketverių metų stebėjimų duomenis, darytus labai jautriu spektrografu, kuriuo galima matuoti žvaigždės greičio pokyčius vos keleto centimetrų per sekundę tikslumu. Duomenyse aptiktas maždaug devynerių metų trukmės žvaigždės aktyvumo periodiškumas bei 140 parų trukmės žvaigždės sukimosi periodas. Būtent pastarasis sukelia didžiausiu matomo žvaigždės greičio svyravimus, nes skirtingu metu žvaigždės dėmės matomos tai vienoje, tai kitoje disko pusėje. Greičiausiai būtent šis efektas buvo matomas ir anksčiau, nes įtariamas planetos periodas buvo 233 paros, beveik tiksliai pusantro karto ilgesnis nei žvaigždės sukimosi. Naujuose duomenyse tokio signalo nerasta. Iš kitos pusės, atmetus sukimosi efektą, aptikti net keturi planetų signalai, su 2-7 parų periodais. keturių planetų signalai, kintantys 2-7 parų periodais. Prie turimų duomenų pridėję kitų Barnardo žvaigždės stebėjimų informaciją, tyrėjai patvirtino 3,15 paros periodo planetos egzistavimą. Jos masė siekia bent 37% Žemės masės (naudojamas metodas leidžia apskaičiuoti tik apatinę planetos masės ribą, nes nežinia, kiek jos orbitos plokštuma pasvirusi į dangaus plokštumą) arba trigubai daugiau nei Marso masė. Planeta skrieja arčiau žvaigždės, nei pastarosios gyvybinė zona – vidutinė temperatūra planetoje turėtų siekti apie 125 Celsijaus laipsnius. Kitų trijų planetų egzistavimo patvirtinti kol kas neįmanoma, bet tyrėjai tikisi surinkti tam pakankamai duomenų netolimoje ateityje. 4,12 ir 6,74 paros periodo svyravimai, jei jie pasirodys esą tikri, gali atitikti planetas gyvybinėje žvaigždės zonoje. Nors fizinis šių orbitų atstumas nuo žvaigždės gerokai mažesnis netgi už Merkurijaus atstumą nuo Saulės, Barnardo žvaigždė yra daug mažesnė, todėl ir daug blausesnė už Saulę. Šie rezultatai dar kartą patvirtina, kad mažos žvaigždės tikrai yra derlingi taikiniai planetų paieškai, o detalesnė planetų analizė leis dar geriau suprasti, kaip uolinės planetos – ypač mažesnės už Žemę – formuojasi ir vystosi arti žvaigždžių. Tyrimo rezultatai publikuojami Astronomy & Astrophysics.

***

Svogūniški protoplanetinių diskų vėjai. Jaunas žvaigždes supa protoplanetiniai dujų ir dulkių diskai. Iš jų, kaip byloja pavadinimas, formuojasi planetos; taip pat jų medžiaga kurį laiką maitina dar augančią žvaigždę. Kad medžiaga galėtų kristi centro link, ji turi netekti judesio kiekio momento – šis fizikinis dydis nurodo, kaip labai kažkas sukasi. Kaip tą padaryti? Pastaruoju metu manoma, kad efektyviausias procesas yra disko vėjas, kuris išneša dalį jo medžiagos tolyn, o kartu išsineša ir nemažai judesio kiekio momento, tuo tarpu diske likusi medžiaga gali judėti į centrą. Bet disko vėjai būna įvairūs – vienus paleidžia pačios žvaigždės magnetinis laukas, kitus – disko šiluma, trečius – procesų mišinys. Taigi norėdami suprasti, ar ir kiek daug judesio kiekio momento išneša vėjai, turime išsiaiškinti ir jų komponentų savybes. Dabar mokslininkai tą padarė, pasitelkę ypatingai aukštos skyros stebėjimus James Webb kosminiu teleskopu. Pasirinkę keturis protoplanetinius diskus, kuriuos matome iš šono, į juos nukreipė infraraudonųjų spindulių spektrografą. Disko orientacija suteikė du privalumus: disko medžiaga pridengė nemažą dalį žvaigždės spinduliuotės, o statmenai plokštumai kylantys vėjai tapo aiškiai matomi. Spektro informacija atskleidė tris vėjo komponentus: siaurą ir greitą karštų dujų čiurkšlę, vidutinio greičio siauru kūgiu plintantį magnetiškai paleidžiamą vėją ir lėtą vėsų nuo didžiosios disko dalies pučiantį šiluminį vėją. Svarbu, kad šie svogūniškos struktūros sluoksniai praktiškai nepersidengia: čiurkšlė išvalo regioną, kur galėtų sklisti vėjas, o greitas vėjas išvalo centrinę disko dalį ir ten nebesklinda šiluminis vėjas. Šie rezultatai parodo, kad vėjas tikrai sklinda iš viso disko ir leidžia apskaičiuoti, kiek judesio kiekio perneša skirtingose vietose paleistos dujos. Atradus daugiau panašių sistemų bus galima patikrinti ir detalesnes teorines protoplanetinių diskų vystymosi prognozes. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Astronomy.

***

Trumpiausio periodo trinarė žvaigždė. Apie pusę žvaigždžių yra daugianarėse sistemose. Didžioji dalis jų – dvinarės, bet yra ir trinarių ar net keturnarių. Ilgaamžės trinarės (ir didesnės) sistemos yra hierarchiškos: dvi žvaigždės sukasi viena aplink kitą, o aplink jas kiek didesniu atstumu – trečioji. Kokios įmanomos šio hierarchiškumo variacijos? Kiek arti gali būti išorinė žvaigždė prie vidinės poros? Atsakymus rasti padės naujai aptikta trinarė sistema su trumpiausiu išoriniu periodu. TIC 290061484 aptikta TESS kosminiu teleskopu, skirtu egzoplanetų paieškai. Visos trys sistemos narės išsidėsčiusios beveik toje pat plokštumoje, kaip ir linija tarp sistemos ir Žemės, todėl matomi nuolatiniai visų narių tarpusavio užtemimai. Tai leido patikimai išmatuoti sistemos periodus: vidinė pora apsisuka per 1,8 Žemės paros, išorinė aplink jas – per 24,5. Ankstesnė trumpiausio išorinio periodo rekordininkė, Tauro Lambda su 33,02 paros, atrasta dar prieš 68 metus. Taigi akivaizdu, kad tokios sistemos gana retos. Žvaigždžių tarpusavio gravitacija kraipo išorinės žvaigždės orbitą, todėl jos tranzitų laikas svyruoja aplink vidurkį; be to, kinta ir orbitų plokštumos, todėl išorinės žvaigždės tranzitai kartais praktiškai visiškai uždengia vidinę porą, kartais – tik truputį ją pritemdo. Visų žvaigždžių masės – didelės, apie septynis kartus didesnės, nei Saulės. Įdomu, kad geriausias modelis, paaiškinantis sistemos šviesio kitimus ir užtemimų variacijas, rodo, jog sistema turi dar vieną žvaigždę, kurios orbitos periodas – beveik devyneri metai. Sąveika su šia žvaigžde ir trejeto tarpusavio trauka per maždaug 20 metų turėtų sutraukti tris žvaigždes į vieną tašką, kitaip tariant, jos susilies tarpusavyje. Naujosios žvaigždės masė bus per didelė pagal amžių ir ji greitai išsipūs į milžinę, susitrauks ir sprogs supernova. Šis rezultatas galimai paaiškina, kodėl glaudžios trinarės sistemos yra retos – net ir būdamos hierarchinės, jos nelabai stabilios, taigi palyginus greitai (greičiau, nei tipinis žvaigždės gyvavimo amžius) susijungia tarpusavyje, palikdamos dvinarę sistemą ar vienišą žvaigždę. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal.

***

Precesuojantys ekstremalūs akreciniai diskai. Į juodąsias skyles nauja medžiaga dažnai krenta per akrecinį diską. Taip vadinama paplokščia struktūra, susisukusi iš įkrentančių dujų, kurios pataiko ne tiesiai į juodąją skylę (ar kokį kitą objektą), o lekia šiek tiek pro šalį, bet vis tiek neišvengia centrinio kūno gravitacijos. Akrecinio disko plokštuma visai nebūtinai atitinka juodosios skylės sukimosi plokštumą, todėl jų tarpusavio sąveika sukelia precesiją. Tais atvejais, kai diskas nelabai didelis, precesuoja būtent jis – tą rodo skaitmeniniai modeliai, kurie gerai paaiškina ir įvairius stebėjimus. Bet kartais diskas gali susiformuoti gana masyvus: nors jo masė toli gražu nesiekia juodosios skylės masės, judesio kiekio momentas (fizikinis dydis, nurodantis, kaip labai objektas sukasi) gali tapti panašus ar net didesnis. Dabar pirmą kartą tokio disko precesija ir susiję reiškiniai apskaičiuoti skaitmeniniu modeliu, į kurį įtraukti visi reikšmingi reliatyvistiniai bei spinduliuotės efektai. Pagrindinis gautas rezultatas – disko evoliucija iš esmės nesiskiria nuo mažesnių: precesija diske vis tiek vyksta. Diskas, priešingai nei kai kurie mažesni analogai, nesubyra į gabalus, o tiesiog išsilenkia, nes vidinė jo dalis precesuoja greičiau, nei išorinė. Didžiausia įdomybė – nuo disko pučiantis vėjas pagrinde išmetamas iš išorinės jo dalies, tad vėjo kryptis irgi precesuoja. Kartu su ja precesuoja ir pagrindinio spinduliuotės srauto kryptis. Taigi stebint sistemą iš toli galima pamatyti beveik periodiškus šviesio svyravimus: kai išorinės disko dalies sukimosi ašis pasisuka arčiau stebėtojo, sistema pašviesėja, kai nusisuka toliau – išblėsta. Precesijos laiko skalė priklauso nuo juodosios skylės masės; 10 Saulės masių juodajai skylei ji siekia apie 10 sekundžių. Įdomu, kad kai kurie energingi rentgeno spinduliuotės šaltiniai, kurių energiją sukuria medžiagos akrecija į juodąją skylę, pasižymi tokios trukmės šviesio svyravimais. Taigi labai tikėtina, kad juose ir vyksta šis reiškinys. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal.

***

Lęšiuota supernova matuojamas Visatos plėtimasis. Kai šviesa lekia arti masyvaus kūno, jos trajektorija šiek tiek išsilenkia. Kai masyvus kūnas yra tarp mūsų ir tolimo spinduliuotės šaltinio, matome ne tikrą, o iškreiptą – lęšiuotą – šaltinio vaizdą. Kartais vienas šaltinio atvaizdas gali netgi suskilti į kelis. Juos mes matome netgi kiek skirtingo amžiaus, nes kiekviena šviesos trajektorija yra šiek tiek skirtingo ilgio. Dažniausiai šiek skirtumai, tolimoms galaktikoms siekiantys savaites ar mėnesius, yra nereikšmingi, lyginant su pačiose galaktikose vykstančiais reiškiniais. Bet jei galaktikoje sprogsta supernova, jos įsižiebimą atvaizduose matome ne tuo pačiu metu. Dabar pirmą kartą tokie skirtumai panaudoti Visatos plėtimosi spartos išmatavimui. Stebėjimui pasirinkta lęšiuota galaktika, kurios šviesa iki mūsų keliauja 10 milijardų metų. Aptikti trys supernovos atvaizdai, o vėliau, stebėdami juos James Webb teleskopu, mokslininkai pajėgė labai tiksliai išmatuoti laiko skirtumus tarp jų. Toliau, norėdami išmatuoti Visatos plėtimosi spartą, mokslininkai turėjo nustatyti tris atvaizdus generuojančių šviesos trajektorijų ilgio skirtumus. Tam reikėjo sukurti lęšiuojančio objekto – galaktikų spiečiaus, kurio šviesa mus pasiekia per 3,9 milijardo metų – masės modelį. Modelių, kurie paaiškintų laiko trukmės skirtumus, galima sugalvoti gana daug, taigi ir gaunama Visatos plėtimosi sparta nebūtų labai tiksli. Bet šįkart, priešingai nei ankstesniuose panašiuose bandymuose, mokslininkai galėjo pasitelkti dar vieną duomenį – supernovos šviesį. Stebėdami supernovos šviesio kitimą laikui bėgant, mokslininkai apskaičiavo jos tikrąjį maksimalų šviesį. Tada nustatė, kiek šis šviesis padidėjęs kiekviename iš atvaizdų ir pridėjo šį duomenį į analizę. Taip gauta Visatos plėtimosi sparta – 75,4 km/s megaparsekui. Rezultato paklaidos – keli km/s, taigi jis reikšmingai skiriasi nuo vertės, gaunamos matuojant kosminės foninės spinduliuotės netolygumus – maždaug 67 km/s megaparsekui. Iš kitos pusės, naujoji vertė gerai dera su skaičiumi, gaunamu vertinant atstumus iki aplinkinių galaktikų. Taigi šis rezultatas, užuot sumažinęs, tik sustiprina vadinamąją Hablo įtampą dėl plėtimosi spartos verčių neatitikimo. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Tolimiausia kvazaro tėkmė. Kvazarai yra ypatingai ryškūs spinduliuotės šaltiniai. Sparčiai – dešimtimis ar net šimtais Saulės masių per metus – į juodąją skylę krentanti medžiaga generuoja tiek energijos, kiek trilijonas žvaigždžių ar daugiau. Nenuostabu, kad jų išmetama energija gali paveikti visą galaktikos medžiagą, ypač dujas. Milžiniškos tėkmės gali išnešti daugybę dujų iš galaktikos ir sustabdyti žvaigždžių formavimąsi joje. Tokių tėkmių randame tiek aplinkinėje Visatoje, tiek tolimoje. O dabar atrasta pati tolimiausia žinoma tėkmė. Kvazaras J1007+2115 apskritai yra vienas iš tolimiausių; jo šviesa mus pasiekia iš 700 milijonų metų amžiaus Visatos (maždaug 5% dabartinio amžiaus). Jame gana sparčiai formuojasi žvaigždės – per metus gimsta 80-250 Saulės masių naujų. James Webb teleskopu išmatavus kvazaro spektrą aptiktas aiškus lengvai jonizuotų dujų srautas, tolstantis nuo galaktikos centro maždaug 2100 km/s greičiu. Tokio greičio tikrai pakanka, kad dujos pabėgtų iš galaktikos. Per metus tėkmė išneša apie 300 Saulės masių dujų, t.y. daugiau, nei virsta žvaigždėmis. Lyginant su kitomis galaktikomis aplinkinėje Visatoje tikėtina, kad J1007+2115 turi ir panašaus stiprumo šaltų, molekulinių dujų tėkmę, kurios išmatuotame spektre nematyti. Matomos tėkmės kinetinė galia sudaro apie 0,2% kvazaro šviesio, kitaip tariant, kvazaro teikiamos energijos tikrai pakanka tėkmei sukurti. Įvertintas vidutinis tėkmės spindulys – apie du kiloparsekus, taigi ji plinta apie 1,7 milijono metų – panašiai tiek turėtų trukti kvazarų aktyvumo epizodai ankstyvoje Visatoje. James Webb teleskopu (ir kitais) ne kartą atrasta galaktikų gana jaunoje Visatoje, kurios jau nustojusios formuoti žvaigždes. J1007+2115 greičiausiai yra pakeliui į tokią būseną, taigi matome, kad kvazarų tėkmės sėkmingai galėjo stabdyti žvaigždėdarą net ir prieš daugiau nei 13 milijardų metų. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

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

Laiqualasse

2 comments

    1. Ačiū, pasitaisiau. Paskutiniu metu arba mano pirštai atbuko, arba telefono klaviatūra kvailioja – vis tokių keistų mistaipų būna, kokių anksčiau net nebūčiau susapnavęs :D

Leave a Reply

El. pašto adresas nebus skelbiamas. Būtini laukeliai pažymėti *