Kokia savybė labiausiai skiria Žemę nuo kitų Saulės sistemos planetų? Gali būti, kad pirmas šovęs į galvą atsakymas yra atmosfera. Ir jis tikrai ne blogiausias. Atmosferos buvimas ar nebuvimas lemia daugybę kitų dangaus kūno savybių. Pavyzdžiui, beorių kūnų paviršiuje gali formuotis vandens molekulės, jei ten yra deguonies turinčių mineralų, į kuriuos pataiko Saulės vėjas. Toks procesas galėjo sukurti didelę dalį viso Žemės vandens. Net ir šiais laikais trumpalaikis skysto vandens egzistavimas beorių kūnų paviršiuje po asteroidų smūgių gali išvagoti kraterių šlaitus. O atmosfera – tik ne Žemės, bet Titano – gali slėpti informacijos ir apie kūno plutą – šiuo atveju, ar Titanas turi šilumą izoliuojantį klatratų sluoksnį. Kitose naujienose – juodųjų skylių gimimo spyriai, pirmos jaunos rudosios nykštukės už Paukščių Tako ribų ir greitas masyvių žvaigždžių formavimasis. Gero skaitymo!
***
Žemės vanduo – iš Saulės vėjo? Iš kur Žemėje atsirado vanduo? Šis klausimas iki šiol neturi vienareikšmio atsakymo. Greičiausiai šaltinių buvo keletas: šiek tiek vandens buvo Žemę formavusiuose uolienų luituose, nemažai atkeliavo su asteroidais ir kometomis. Ar galėjo dalis „asteroidų vandens“ būti Saulės vėjo sąveikų su asteroidų uolienomis padarinys? Naujame darbe teigiama, jog greičiausiai taip. Jau keletą metų žinome, kad Saulės vėjas, kurį daugiausiai sudaro protonai, t.y. vandenilio branduoliai, sąveikaudamas su deguonies turinčiais mineralais beorių kūnų paviršiuje, gali sukurti vandens molekules. Naujojo tyrimo autoriai išnagrinėjo šį procesą eksperimentiškai, taip pat ištyrė, kaip gerai šios molekulės išsilaiko ant tokių mineralų paviršiaus. Pasirinkę 14 skirtingų mineralų, kurių įvairovė atspindi tikėtinus asteroidų paviršius, jie apšaudė juos vandenilio ir deuterio (vandenilio atmainos su papildomu neutronu branduolyje) branduoliais, išmatavo susidarančių vandenilio molekulių gausą, o paskui patikrino, kaip jos išsilaiko labai žemo slėgio sąlygomis. Skirtingi mineralai galėjo išlaikyti vandens kiekį, lygų nuo 0,09% iki 0,7% savo masės. Turint omeny, kad į Žemę po susiformavimo nukrito apie šimtas milijardų milijardų kilogramų uolienų, jei jos visos būtų padengtos maksimaliu išsilaikančio vandens kiekiu, Žemę pasiekusio vandens užtektų užpildyti visiems šiandieniniams vandenynams. Tad galima daryti išvadą, kad Saulės vėjo sukurtas vanduo galėjo turėti reikšmingą indėlį bendrame Žemės vandens rezervuare. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal.
***
Prasilenkiantys magnetiniai laukai Saulėje. Saulės žybsniai – staigūs magnetinės energijos virsmai į elektromagnetinę, daugiausiai ultravioletinę bei rentgeno, spinduliuotę – gali sukelti įvairių problemų mūsų kosminiams aparatams, astronautams ir netgi elektronikai bei žmonėms Žemėje. Tad nenuostabu, kad daug dėmesio skiriama žybsnių formavimosi tyrimams. Per pastaruosius porą dešimtmečių nusistovėjo nuomonė, kad juos sukelia magnetinio lauko persijungimai – įvykiai, kai sulinkusios magnetinio lauko linijos staiga persikonfigūruoja į mažiau susuktą, žemesnės energijos būseną, o perteklinė energija išlaisvinama kaip spinduliuotė. Visgi proceso detalės lieka neaiškios, nemaža dalimi dėl to, kad stebėdami Saulę, matome tik magnetinių struktūrų projekcijas dangaus skliaute, o ne pilną trimatį vaizdą. Tačiau stebėdami vaizdo kitimą trumpomis laiko skalėmis, galime išskirti ir skirtingų sluoksnių judėjimą. Būtent tai dabar pirmą kartą padaryta. Naudodami kosminio zondo IRIS (Interface Region Imaging Spectrograph; Sąlyčio regiono vaizdinimo spektrografas) duomenis – kas dvi sekundes darytas Saulės vainiko nuotraukas – astronomai aptiko prasilenkiančio magnetinių „branduolių“ judėjimo atvejų. Šie branduoliai yra ryškesnės vietos pailgose magnetinio lauko juostose, kur formuojasi žybsniai; jie žymi vykstančio persijungimo vietas. Aptikti branduoliai juda milžiniškais greičiais – net iki 2600 kilometrų per sekundę. Jei tai būtų realūs objektai, jie pabėgtų iš Saulės gravitacinio lauko. Tuo tarpu magnetinio lauko juostų sąlyčio taškai gali judėti ir tokiais milžiniškais greičiais. Būtent tokį judėjimą prognozuoja teoriniai modeliai, sukurti jau prieš kelis dešimtmečius. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Astronomy.
***
Ledas vagoja beorių kūnų kraterius. Krateriai yra dažniausi ir lengviausiai atpažįstami dangaus kūnų paviršiaus dariniai. Atidžiau juos tyrinėdami, neretame pastebėsime vagas ir pusapvales sąnašas, nusidriekusias vidiniuose šlaituose. Kas gali taip išvagoti kraterius, ypač dangaus kūnuose, kurie neturi atmosferos? Pasirodo, kaltininkas – labai sūrus vanduo. Po kraterį sukuriančio smūgio ištirpęs daug druskų turintis ledas gali išlikti skystas pakankamai ilgai, kad nutekėtų šlaitu žemyn. Naujojo tyrimo autoriai ištyrė šį procesą eksperimentiškai. Specialioje dujų kameroje jie patalpino įvairius skysčio mėginius ir staigiai mažino dujų slėgį, taip imituodami staigų dujų sklaidymąsi po asteroido smūgio. Paaiškėjo, kad grynas vanduo tokiomis sąlygomis užšąla per kelias minutes ir nespėtų nutekėti kraterio šlaitu žemyn, ypač žemoje beorių kūnų gravitacijoje. Tačiau sumaišius vandenį su valgomąja druska, stingimas gerokai sulėtėja – sūrymas skystas išlieka ilgiau nei valandą. Staigiai mažėjant slėgiui skystis gali pradėti virti, o tai sukelia sprogstamą efektą – garai gali pakelti įvairias dulkeles ir taip prisidėti prie griovių formavimosi. Jei skysčio pakankamai daug, ledas gali susidaryti tik jo paviršiuje, tada gilesni sluoksniai išlieka skysti ilgesnį laiką. Toks scenarijus, primenantis lavos tunelių formavimąsi Žemėje ar Mėnulyje, gali paaiškinti kai kurių Jupiterio palydovo Europos paviršiaus struktūrų atsiradimą. Apskritai eksperimento rezultatai rodo, kad skystas vanduo – nors ir labai sūrus – beoriuose dangaus kūnuose, tokiuose kaip jau minėta Europa, nykštukinė planeta Cerera, asteroidas Vesta ar netgi mūsų Mėnulis bei ploną atmosferą turintis Marsas, gali susidaryti palyginus dažnai. Tyrimo rezultatai publikuojami The Planetary Science Journal.
***
Šiluminė izoliacija Titano lede. Saturno palydovas Titanas garsus tuo, kad turi tankią atmosferą, o paviršiuje teka upės, plyti ežerai ir jūros, lyja lietūs. Tiesa, skysti ten yra metanas ir etanas, o vanduo sustingęs į kietą ledą. Vandens ledas dengia ir daugelį kitų didžiųjų planetų palydovų, pavyzdžiui Ganimedą. Tačiau Titano ir Ganimedo paviršius labai skiriasi ne tik skysčio (ne)buvimu, bet ir krateriais. Ganimede jų tūkstančiai, Titane žinoma vos 90; be to, krateriai Titane gerokai seklesni – didžiausių kraterių vidutinis gylis siekia apie 400 metrų, tuo tarpu Ganimede – kilometrą. Mokslininkai yra pasiūlę kelis galimus tokio skirtumo paaiškinimus, pavyzdžiui skysčių keliama erozija arba užliejimas smėliu. Dabar pasiūlytas dar vienas, pagal kurį krateriai nunyksta „iš apačios“, dėl Titano ledinės plutos savybių. Tyrėjai išnagrinėjo scenarijų, pagal kurį Titano ledo plutoje yra daug metano klatratų – darinių, kur mikroskopinėse vandens ledo ertmėse įstrigusios metano dujų molekulės. Tokia struktūra labai gerai sulaiko šilumą, todėl jos sluoksnis palaikytų gilesnius Titano plutos sluoksnius šiltesnius, taigi ir minkštesnius. Skaitmeninio modelio rezultatai rodo, kad 5-10 kilometrų storio klatratų sluoksnis suminkština plutą būtent tiek, kad didelių kraterių gylis sumažėtų kelis kartus per tūkstantį metų ar net trumpesnį laikotarpį. Tiesa, šis modelis nepaaiškina, kodėl kraterių apskritai tiek mažai – net ledui visiškai atsistačius kraterio kontūrai išliktų matomi. Taigi kraterius Titane greičiausiai naikina keli procesai. Šis atradimas įdomus tuo, kad didelis metano klatratų kiekis plutoje paaiškintų gausų šių molekulių kiekį planetos atmosferoje ir hidrosferoje. Be to, metano klatratų išsiveržimai yra svarbus ir grėsmingas klimato kaitos aspektas, nes metano dujos gali sukelti daug stipresnį šiltnamio efektą, nei anglies dvideginis. Taigi bet koks geresnis supratimas apie metano apykaitą tarp plutos ir atmosferos, net ir tokiomis skirtingomis nuo žemiškų sąlygomis, yra labai naudingas tobulinant prognozes apie artimiausią Žemės ateitį. Tyrimo rezultatai publikuojami The Planetary Science Journal.
***
Uolinių planetų atmosferų stabilumas. Planetos, tik susiformavusios, dažniausiai sukaupia bent šiokį tokį protoplanetinio disko dujų – daugiausiai vandenilio ir helio – apvalkalą. Kuo planeta didesnė, tuo apvalkalas storesnis ir stabilesnis, bet net ir Žemės dydžio planetos gali turėti nemenką šių dujų kiekį, jei formuojasi prie mažos žvaigždės. Ši vadinamoji pirmykštė atmosfera laikui bėgant išnyksta, o ar lieka kas nors jos vietoje? Ilgą laiką buvo manoma, kad prie mažų žvaigždžių skriejančių planetų atmosferos pranyksta visiškai, nes santykinai stipri ultravioletinė spinduliuotė suskaido molekules ir lengvai viską išgarina. Jei kas ir lieka, tai deguonies sluoksnis, „atlikęs“ suskilus vandens garams, kuris, būdamas labai reaktyvus, sustabdo bet kokių sudėtingų molekulių formavimąsi, reikalingą gyvybės užsimezgimui. Bet panašu, kad toks scenarijus – pernelyg supaprastintas, o iš tiesų net ir mažų žvaigždžių uolinėse planetose gali sėkmingai susidaryti ir ilgai išlikti antrinės atmosferos. Tokią išvadą mokslininkai daro remdamiesi detaliu skaitmeniniu modeliu, kuriame sekamas išsilydžiusios planetos paviršiaus stingimas, spinduliniai ir konvekciniai procesai atmosferoje, dujų pabėgimas į kosmosą ir daugybės mineralų formavimasis bei tarpusavio cheminės reakcijos. Pritaikę modelį dviem TRAPPIST-1 sistemos planetoms, tyrėjai gavo ganėtinai skirtingus rezultatus. TRAPPIST-1b, esanti arti žvaigždės ir į vidų nuo gyvybinės zonos, kur vidutinė temperatūra būtų tinkama skystam vandeniui egzistuoti, atmosferos neturėtų turėti; šis rezultatas gerai dera su neigiamomis James Webb teleskopo stebėjimų išvadomis. Tuo tarpu kiek tolimesnė TRAPPIST-1e, skriejanti gyvybinėje zonoje, turėtų turėti atmosferą. Pagal šį modelį, pastarosios planetos pirmykštė atmosfera ne tik garavo, bet ir susigėrė į magmos okeaną. Vandenilis, reaguodamas su ten ištirpusiu deguonimi bei geležimi, galėjo suformuoti daug vandens ir įvairių sunkių dujų, kurios nepabėga į kosmosą ir sukuria ilgalaikę stabilią atmosferą. Taip pat nustatyta, kad vanduo planetos paviršiuje susikondensavo palyginus greitai, todėl pabėgti į kosmosą irgi nebuvo kam. Bendrai paėmus, šie rezultatai rodo, kad planetos prie mažų žvaigždžių visgi gali būti tinkamos gyvybei ir į jas verta kreipti daugiau dėmesio ieškant galimų gyvybės požymių – biopėdsakų. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Communications.
***
Artimiausia Žemei egzoplaneta yra aplink Kentauro Proksimą skriejanti Proksima b. Per tris dešimtmečius nuo pirmųjų egzoplanetų atradimų titulas „artimiausia žinoma egzoplaneta“ priklausė vos penkioms planetoms. Apie jas pasakoja Dr. Becky:
***

Tarpžvaigždinių dujų debesys kartais būna tokie tankūs, kad sugeria visą žvaigždžių šviesą, tad atrodo kaip tamsūs ūkai. Štai vienas jų – LDN 43, kuris atrodo kaip šikšnosparnis su pikta šviesa iš burnos. Bet iš tiesų tai – jaunų žvaigždžių ir jų apšviestų dujų spindesys. Ūką nuo mūsų skiria apie 400 parsekų, o jo ilgis nuo vieno sparno galo iki kito – apie 3,5 parseko.
***
Masyvios žvaigždės formuojasi greitai. Žvaigždžių masės būna gana įvairios – nuo 0,08 iki maždaug 150 Saulės masių. Kuo žvaigždė masyvesnė, tuo jų randama rečiau, taigi masyviausių žvaigždžių žinome nedaug, tad ir tyrinėti jas sudėtinga. Dar sudėtingiau tyrinėti, kaip jos formuojasi – masyvių dujų gumulų, iš kurių galėtų atsirasti masyvios žvaigždės, žinoma santykinai dar mažiau, nei yra masyvių žvaigždžių. Dabar mokslininkai, panašu, nustatė, kodėl taip yra: masyvios žvaigždės, priešingai nei mažesnės, formuojasi greitai. Tyrėjai pasirinko 44 masyvius (200-2500 Saulės masių) tankius dujų gumulus, iš kurių palyginus netolimoje ateityje turėtų pradėti formuotis žvaigždės, ir atliko detalius jų stebėjimus radijo teleskopu. Išmatavę amoniako molekulių spinduliuotės stiprumą, jie nustatė, kaip greitai juda dujos šiuose gumuluose bei dujų temperatūrą. Paaiškėjo, kad nors daugumoje dujų judėjimas yra viršgarsinis, santykis tarp dujų greičio ir garso greičio neviršija penkių. Mažesnes žvaigždes formuojančiuose gumuluose šis santykis daug didesnis; teoriniai modeliai irgi prognozuoja didesnį santykį net ir šiems dideliems gumulams. Visi, išskyrus vieną, gumulai yra gravitaciškai surišti – tai irgi prieštarauja modelių prognozėms. Jų savigravitacija yra pakankamai stipri, kad gumulai turėtų susitraukti ir suformuoti prožvaigždes praktiškai laisvuoju kritimu, t.y. dujų turbulencija ir šiluma šiam procesui pasipriešinti negalėtų. Vienintelis veiksnys, galintis reikšmingai sustabdyti kolapsą, būtų magnetinis laukas. Deja, jo stiprumo išmatuoti kol kas neįmanoma, tačiau apskaičiuota vertė, reikalinga kolapsui stabdyti, yra bene penkis kartus aukštesnė, nei įprastai randama tokio tankio dujose. Taigi ir magnetinis stabdymas menkai tikėtinas. Vadinasi, masyvios žvaigždės formuojasi greitai, todėl ir gumulų, kuriuose jos gali formuotis, bet to dar nedaro, yra santykinai mažai. Šie rezultatai padės geriau suprasti, kuo skiriasi mažų ir masyvių žvaigždžių gimimas bei gal net išsiaiškinti, kodėl egzistuoja viršutinė žvaigždžių masės riba. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal Letters.
***
Juodųjų skylių gimimo spyriai. Juodosios skylės – tos, kurių masės panašios į žvaigždžių – atsiranda, kai masyvi žvaigždė baigia gyvenimą supernovos sprogimu arba visa susitraukdama į labai mažą rutulį. Supernovos sprogimas gali palikti ir kitą liekaną – neutroninę žvaigždę. Gerai žinome, kad neutroninės žvaigždės sprogimo metu būna „paspiriamos“ – įgyja nemenką greitį, kuris gali siekti net ir šimtus kilometrų per sekundę. O kaip yra su juodosiomis skylėmis? Vieni teoriniai modeliai teigia, kad jos irgi paspiriamos panašiai stipriai, kiti, priešingai – kad jei spyrių ir būna, tai jie labai silpni. Dabar aptikta įrodymų, kad bent dalis juodųjų skylių susidaro praktiškai be paspyrimo. Stebėdami seniai žinomą dvinarę sistemą Gulbės V404, kuri susideda iš juodosios skylės ir arti skriejančios žvaigždės, mokslininkai nustatė, kad ji yra trinarės sistemos dalis. Trečioji narė irgi yra maža žvaigždė, tačiau skrieja labai toli nuo pirmųjų dviejų: 3500 kartų toliau, nei Žemė nuo Saulės. Vidinės dvinarės periodas siekia 6,5 paros, o tolimoji žvaigždė aplink jas apskrieja per maždaug 70 tūkstančių metų. Kuo tai svarbu juodosios skylės atsiradimo modeliams? Ogi tuo, kad trečioji žvaigždė su vidine dvinare gravitaciškai surišta labai silpnai. Jei juodoji skylė atsiradimo metu būtų įgijusi reikšmingą papildomą greitį, trečioji žvaigždė būtų palikta sau ir tokios sistemos nematytume. Maksimalus papildomas greitis, kuris leistų išlaikyti trinarę sistemą, yra ne didesnis nei 5 km/s. Modeliai, kurie prognozuoja tokius mažus arba išvis nulinius papildomus greičius, dažniausiai teigia, kad juodoji skylė atsiranda ne sprogus supernovai, o visai žvaigždei kolapsavus į kompaktišką objektą. Įprastai manoma, kad toks kolapsas vyksta daugiausiai mažose galaktikose arba ankstyvoje Visatoje, tačiau dabar matome, kad greičiausiai taip gali nutikti ir Paukščių Take. Šis rezultatas toli gražu nėra įrodymas, kad juodosios skylės apskritai nepatiria spyrių susidarymo metu – jei taip būtų, Galaktikoje rastume daug daugiau dvinarių sistemų su juodosiomis skylėmis. Tačiau vien žinojimas, kad kartais spyrio nebūna, padės patobulinti žvaigždžių mirčių – supernovų sprogimų ir panašių reiškinių – modelius. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature.
***
Šaulio A* šešėlis – pailgas. Prieš dvejus metus paskelbta geriausia Paukščių Tako centrinės juodosios skylės, Šaulio A*, nuotrauka. Pačios juodosios skylės ten nematyti – iš jos, kaip žinome, negali pabėgti net šviesa, taigi ir pamatyti tokio objekto neįmanoma. Tačiau matyti jos šešėlis – regionas, iš kurio šviesa neatsklinda. Visgi tokia duomenų interpretacija, pasirodo, nėra vienintelė įmanoma – naujame tyrime teigiama, kad matomas žiedas yra duomenų rinkimo ir apdorojimo netobulumų padarinys. Duomenys surinkti ne vienu teleskopu, o aštuonių radijo teleskopų tinklu, aprėpiančiu visą Žemę. Apjungus juos į bendrą sistemą, vadinamą interferometru, teoriškai galima pasiekti tokią erdvinę skyrą, lyg turėtume vieną Žemės dydžio teleskopą. Tačiau gaunamų duomenų pagrindas yra teleskopų poros ir linijos tarp jų – būtent tokiomis kryptimis gaunami tikslūs duomenys, o visomis kitomis – daug prastesni. Tokių nepilnų duomenų analizė remiasi įvairiais algoritmais, kurie nebūtinai yra teisingi. Naujojo tyrimo autoriai teigia, kad darant originalią analizę neatsižvelgta į vieną svarbų aspektą: taškinių spinduliuotės šaltinių atvaizdų išplitimą. Jie apskaičiavo, kad šis efektas kaip tik gali sukurti tokio dydžio žiedus, kokie matomi oficialiuose atvaizduose. Taip pat jie parodė, kad virtualiai „stebint“ dirbtiną tolygų medžiagos pasiskirstymą taip pat galima gauti labai panašius žiedus. Analizuodami tikrus duomenis kitais algoritmais, kurie naudojami kituose interferometrijos tyrimuose, mokslininkai gavo truputį kitokį vaizdą: žiedo nematyti, tačiau išryškėja pailga struktūra, šiek tiek ryškesnė į šiaurės rytus nuo juodosios skylės, nei į pietvakarius. Struktūros plotis siekia apie dešimt Švarcšildo spindulių – taip vadinamas atstumas nuo juodosios skylės, ties kuriuo nei medžiaga, nei šviesa nebegali pabėgti. Tyrėjų teigimu, tai gali būti aplink juodąją skylę besisukančios medžiagos diskas; sukimosi greitis gali siekti apie 60% šviesos greičio, tad į mus artėjanti pusė tampa šviesesnė dėl reliatyvistinių efektų. Naujoji duomenų interpretacija nėra vienareikšmiškai geresnė už ankstesniąją, tačiau išreikšta kritika senesnei paskatins ją patikrinti ir, galiausiai, atves prie patikimesnių žinių apie Paukščių Tako centrą ir apskritai juodąsias skyles. Tyrimo rezultatai publikuojami MNRAS.
***
Rudosios nykštukės Magelano debesyse. Objektai, mažesni už žvaigždes, bet didesni už planetas, vadinami rudosiomis nykštukėmis. Manoma, kad jos formuojasi panašiai kaip žvaigždės, tiesiog nesukaupia pakankamai masės, kad centre prasidėtų termobranduolinės reakcijos. Tačiau vis dar labai daug apie jas nežinome – pavyzdžiui, kaip jų savybės priklauso nuo formuojančių dujų cheminės sudėties. Naujas atradimas padės atsakyti į šiuos klausimus, mat dabar pirmą kartą jaunų rudųjų nykštukių aptikta už Paukščių Tako ribų. James Webb teleskopu stebėdami jauną žvaigždžių spiečių NGC 602, esantį kaimyninėje Mažojo Magelano debesies galaktikoje, astronomai aptiko 64 tikėtinas rudąsias nykštukes. Pats spiečius susiformavo vos prieš 2-3 milijonus metų, tad jo nariai nespėjo išsilakstyti į šalis. Rudųjų nykštukių masės siekia nuo 50 iki 84 Jupiterio masių (arba nuo 0,05 iki 0,08 Saulės masės); viršutinė intervalo riba atitinka maksimalią įmanomą rudosios nykštukės masę – dar masyvesni objektai jau tampa žvaigždėmis. Tai rodo, kad termobranduolinėms reakcijoms reikalingos sąlygos praktiškai nepriklauso nuo dujų cheminės sudėties – nors Mažajame Magelano debesyje gerokai mažiau sunkesnių už helį cheminių elementų, nei Paukščių Take, nykštukių masės riba nesiskiria. Nykštukės išsidėsčiusios visame spiečiuje, kaip ir žvaigždės, taigi formavosi tokiu pat būdu. Kol kas duomenų nepakanka, kad būtų galima statistiškai patikimai nustatyti rudųjų nykštukių masių pasiskirstymą. Visgi šis atradimas yra pirmas žingsnis tokių rezultatų link; žinodami, kiek skirtingos masės nykštukių yra Mažajame Magelano debesyje ir lygindami šiuos skaičius su Paukščių Taku, galėsime nustatyti, kaip žvaigždžių formavimosi procesas priklauso nuo aplinkos cheminės sudėties. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal.
***
Pagyvenusių žvaigždžių indėlis galaktikų spektruose. Visa informacija apie galaktikas mus pasiekia fotonais. Taigi norėdami suprasti fizikines galaktikų savybes, turime susigaudyti, kokie procesai sukuria skirtingus fotonus. Pavyzdžiui, skirtingo amžiaus žvaigždės spinduliuoja nevienodai, tad bendrą galaktikos šviesą galima suskaidyti į skirtingų tipų žvaigždžių indėlius ir taip nustatyti galaktikos žvaigždėdaros istoriją. Tačiau teoriniai modeliai dažnai duoda skirtingas prognozes apie tuos indėlius, tad ir stebėjimų interpretacija gaunasi nepatikima. Dabar mokslininkai nustatė, kad viena pagyvenusių žvaigždžių rūšis galaktikų šviesai turi daug daugiau įtakos, nei manyta anksčiau. Ši rūšis vadinama šiluminio pulsavimo asimptotinėmis milžinėmis (Thermally pulsing asymptotic giant branch, TP-AGB). Apskritai asimptotinės milžinės yra žvaigždės, kurių centre termobranduolinės reakcijos nebevyksta, tačiau apvalkale vyksta tiek vandenilio jungimasis į helį, tiek (giliau) helio jungimasis į anglį. Abu procesai pasižymi nestabilumais, dėl kurių žvaigždės temperatūra gali nuolat keistis. Tada ima keistis ir žvaigždės spindulys, tad prasideda pulsacijos, vadinamos šiluminėmis. TP-AGB žvaigždės daugiausiai randamos 0,6-2 milijardų metų amžiaus žvaigždžių populiacijose. Ne vieną dešimtmetį nesutariama, koks jų indėlis į bendrą žvaigždžių populiacijos šviesą. Standartiniuose modeliuose laikoma, kad indėlis yra nereikšmingas. Bet dabar, pasitelkę James Webb teleskopą, mokslininkai trijose tolimose galaktikose aptiko aiškių TP-AGB žvaigždžių požymių. Visų galaktikų šviesa iki mūsų keliauja 7-10 milijardų metų, t.y. ji buvo išspinduliuota tais laikais ar netrukus po to, kai Visatoje žvaigždės formavosi sparčiausiai. James Webb jautrumas bei didelis galaktikų šviesis leido detaliai išmatuoti jų spektrą, taip nustatant įvairių nedažnų cheminių elementų gausą. Taip paaiškėjo, kad galaktikose yra ne tik šalto deguonies ir anglies, bet ir vanadžio ir cirkonio. Tokius elementus sužadina ir spinduliuoti priverčia būtent TP-AGB žvaigždės. Žvaigždžių populiacijos modeliai, geriausiai paaiškinantys stebėjimus, yra būtent tie, kurie įtraukia reikšmingą šio tipo žvaigždžių indėlį. Interpretuojant ne tokius detalius duomenis naudojant šiuos patobulintus modelius, būtų nustatomos mažesnės žvaigždžių populiacijos masės ir jaunesni amžiai. Tokie pokyčiai pakeistų ir išvadas apie tarpžvaigždinių dulkių formavimąsi bei tarpžvaigždinės medžiagos praturtinimą cheminiais elementais. Taigi šis rezultatas, nors iš pirmo žvilgsnio atrodo gana nišinis, turi potencialo gerokai pakeisti mūsų supratimą apie žvaigždžių populiacijų evoliuciją. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Astronomy.
***
Štai tokios naujienos iš praėjusios savaitės. Kaip įprastai, laukiu jūsų klausimų ir komentarų.
Laiqualasse