Jauni skiriasi nuo senų – toks banalus pasakymas galioja ir žmonėms, ir kosminiams kūnams. Štai jaunas Marsas buvo šlapias – turėjo jūrų ir lietaus; dabar pirmą kartą patvirtinta, kad bent kai kur Marso vanduo buvo tikrai šiltas. Egzoplanetos irgi keičiasi sendamos, o dabar aptikta egzoplaneta prie jauniausios žvaigždės, vos trijų milijonų metų amžiaus, taigi nei žvaigždė, nei planeta dar, galima sakyti, iki galo nebaigė formuotis. Kitoje jaunoje žvaigždėje aptikta smūginė banga, kylanti, kai protoplanetinio disko medžiaga krenta ant žvaigždės paviršiaus. O supernovų sprogimų metu gimstančios juodosios skylės, pasirodo, įgyja magnetinį lauką todėl, kad paveldi jį iš labai trumpai egzistavusios neutroninės žvaigždės akrecinio disko. Kitose naujienose – Saulės vainiko atsistatymas po išsiveržimo, glaudžių dvinarių sistemų katalogas ir netikėtas ryšys tarp čiurkšlių galaktikų centruose ir daugybę kartų didesnių visų galaktikų formų. Gero skaitymo!
***
Žemė – blyškus mėlynas taškelis kosmoso tamsybėje. Garsiąją nuotrauką, kurią Voyager 1 padarė skriedamas lauk iš Saulės sistemos, žinome daugelis. Čia – dvi panašios, kurias sieja dar ir tai, kad jos darytos tą pačią dieną. Toji diena – 2013 metų liepos 19-oji – buvo pirmas kartas, kai Žemė tuo pat metu nufotografuota iš skirtingų planetų prieigų. Cassini zondas, tuo metu tyrinėjęs Saturną, ir Merkurijų analizavęs MESSENGER, nufotografavo mūsų planetą. Antruoju atveju šalia matyti ir Mėnulis. Abu zondai jau seniai baigė savo darbus ir pražuvo savo tirtose planetose.
***
Saulės vainiko atsistatymas po išsiveržimo. Saulės vainikas yra milijono laipsnių temperatūros retos plazmos kevalas, gaubiantis žvaigždę. Magnetiniai laukai, kylantys iš Saulės gelmių, kaitina šią plazmą, o kartais sukelia ir išsiveržimus, arba vainikinės masės išmetimus (coronal mass ejection, CME). Išsiveržimo metu dalis vainiko plazmos išlekia į kosmosą, taigi toje vietoje, iš kurios CME paleistas, vainikas praretėja ir pritemsta. Dabar pirmą kartą mokslininkai detaliai ištyrė, kaip į pritemusį regioną grįžta plazma. Jie išnagrinėjo ultravioletinių spindulių teleskopų duomenis, surinktus per keturis išsiveržimus 2011, 2012 ir 2019 metais. Pirmi trys išsiveržimai nutiko arti praeito Saulės ciklo maksimumo, paskutinis – pačiame minimume. Iškart po išsiveržimo Saulės disko nuotraukose identifikuotas pritemęs vainiko regionas, kuris suskirstytas į smulkesnes dalis. Vėlesnėse nuotraukose nagrinėti to paties regiono ir jo dalių šviesio pokyčiai. Trimis iš keturių atvejų regiono šviesis pradinį pasiekė per parą po CME. Tai įvyksta, nes aplink pritemusį regioną esančios vainiko magnetinio lauko kilpos išsiplečia į tuštumą, kartu atsinešdamos ir plazmą. Šis procesas iš pradžių vyksta sparčiai, vėliau sulėtėja. Stebint detaliau, kai kurios pritemusių regionų dalys išlieka tamsesnės net ir tris paras po išsiveržimo – jos įprastai yra pritemusių regionų viduryje. Geriau suprasdami vainiko patamsėjimus ir jų raidą, mokslininkai galės geriau prognozuoti CME ir panašius Saulės išsiveržimus ir pateikti geresnes ilgalaikes prognozes apie jų keliamą pavojų Žemei bei mūsų kosminiams laivams ir astronautams. Tyrimo rezultatai publikuojami Astronomy & Astrophysics.
***
Saulės audros matavimai Marse. Mūsų Saulė kartais paleidžia žybsnių ar panašių trumpalaikių energingų įvykių. Bendrai jie vadinami Saulės aktyvumu, o jų dažnumas kinta cikliškai, 11 metų periodu. Dabartinis aktyvumo ciklas prasidėjo 2019 metais, o prieš porą metų jau pasitaikydavo rimtų audrų. 2022 metų vasario 15 dieną kilo Saulės dalelių įvykis (Solar particle event) – išsiveržimas, kurio metu labai išaugo energingų dalelių – protonų, elektronų ir įvairių elementų branduolių – srautas. Įvykis stebėtas įvairiose Saulės sistemos vietose: orbitoje aplink žvaigždę, Žemėje ir net Marse. Dabar pristatyta detali stebėjimų Marse analizė. Įvykio metu Marsą tiriančiuose aparatuose iš viso buvo keturi prietaisai, galintys matuoti energingų dalelių srautą. Trys iš jų skriejo orbitoje – Europos kosmoso agentūros TGO zonde, NASA MAVEN ir Kinijos Tianwen-1. Pastarojo detektorius jautrus energingiausioms dalelėms – iki 100 megaelektronvoltų (MeV. Elektrono rimties masė atitinka maždaug pusę MeV, protono ir neutrono – virš 900 MeV). Apjungę žemesnės energijos MAVEN ir TGO stebėjimus su Tianwen-1, tyrimo autoriai pirmą kartą išmatavo energingų Saulės dalelių spektrą (energijos pasiskirstymą) Marso orbitoje. Kaip ir kitose vietose, taip ir čia spektras „užlinksta“ ties keliasdešimčia MeV: energijai didėjant iki šios ribos, dalelių srautas mažėja palengva, o ją viršijus – gerokai sparčiau. Žinodami šią informaciją, tyrėjai apskaičiavo, koks dalelių srautas turėjo pasiekti Marso paviršių. Gautas rezultatas gerai dera su skaičiais, gautais ketvirtuoju prietaisu – dozimetru, įtaisytu marsaeigyje Curiosity. Tai rodo, kad mūsų turimi Marso atmosferos modeliai gerai aprašo energingų dalelių judėjimą nuo orbitos iki paviršiaus. Turėti tokius modelius svarbu planuojant žmonių misijas į Raudonąją planetą, nes energingos dalelės kelia didelį pavojų tiek astronautams, tiek įvairiai elektronikai. Tyrimo rezultatai publikuojami Geophysical Research Letters.
***
Šiltas vanduo Marso jaunystėje. Kadaise Marse buvo vandens – upių, jūrų, lietaus, gal net ir ištisas vandenynas. Bet visi iki šiol surinkti įrodymai apie jo egzistavimą nedavė atsakymo į klausimą, ar tas vanduo kur nors buvo karštas, kitaip tariant, ar Marse buvo hidroterminių versmių. Dabar pirmą kartą aptikti įrodymai, kad jų buvo. Atradimas padarytas nagrinėjant vieną maždaug 20 mikrometrų dydžio mineralo cirkono granulę iš meteorito NWA7034, aptikto 2011 metais Maroke. Tai antras seniausias žinomas meteoritas, atlėkęs iš Marso, jis datuojamas maždaug 4,43 milijardo metų praeitimi. Per ypatingai galingus mikroskopus nufotografavę granulės sandarą ir atlikę spektroskopinius matavimus, tyrėjai joje aptiko nanometrų dydžio geležies, aliuminio, itrio ir natrio struktūrų, taip pat mineralo magnetito inkliuzų. Žemėje tokios struktūros formuojasi tada, kai cirkonai kristalizuojasi šiltame vandenyje, taigi greičiausiai panašiai nutiko ir Marse. Šis atradimas rodo, kad Marse prieš 4,4 milijardo metų buvo šilto vandens. Tuo metu planetos pluta buvo neseniai susiformavusi, asteroidai ten krito daug dažniau, nei dabar, veržėsi ugnikalniai, taigi nuolat įvairiose vietose tekėjo lava. Nenuostabu, kad tokiomis sąlygomis vanduo galėjo įkaisti; dabar galime apie tai ne tik spekuliuoti, bet teigti tvirtai. Prie hidroterminių versmių galėjo susiformuoti pirmoji Žemės gyvybė, taigi jų egzistavimas Marse irgi labai įdomus, nagrinėjant galimą gyvybės egzistavimą ten. Tyrimo rezultatai publikuojami Science Advances.
***
Jauniausia tranzituojanti egzoplaneta. Šiuo metu egzoplanetų žinome daugiau nei šešis tūkstančius. Tarp jų keliolika skrieja aplink 10-40 milijonų metų amžiaus žvaigždes – palyginus su puspenkto milijardo metų Saule, jos visai jaunutės. Visgi planetų formavimosi procesas šiose sistemose jau greičiausiai pasibaigęs – jis trunka iki 10 milijonų metų. Aplink jaunesnes žvaigždes randami protoplanetiniai diskai, tačiau pačių planetų – tik užuominos. Be to, diskai dažniausiai stebimi daugmaž „iš viršaus“, taigi negalime matyti jų tranzitų – praskridimų prieš žvaigždės diską. Dabar pirmą kartą aptiktas planetos tranzitas prie labai jaunos, vos trijų milijonų metų amžiaus, žvaigždės. Žvaigždė IRAS 04125+2902 skrajoja Tauro molekuliniame debesyje, viename artimiausių Žemei žvaigždėdaros regionų. Aptiktoji planeta yra dešimt kartų didesnė ir iki 90 kartų masyvesnė už Žemę. Vieną ratą aplink žvaigždę ji apsuka per mažiau nei devynias paras. Tyrėjų teigimu, laikui bėgant ši planeta greičiausiai praras dalį masės ir taps panašesnė į Neptūną ar superžemę, t.y. jos masė neviršys 20 Žemės masių. Likusios sistemos geometrija – kiek netikėta. Žvaigždė turi tolimą dvinarę kompanionę, kurios orbitos plokštuma sutampa su planetos. Taip pat su planetos orbita sutampa ir žvaigždės sukimosi plokštuma. O štai protoplanetinis diskas, kurio nemaža liekana dar matoma sistemoje, su šia plokštuma sudaro 60 laipsnių kampą. Kodėl diskas tiek pasviręs – nežinia. Gal kalta pro šalį pralėkusi žvaigždė, o gal kokia perturbacija pačios sistemos viduje. Bet kuriuo atveju, tolesni šios sistemos stebėjimai pagilins supratimą apie jaunų planetų savybes, protoplanetinių diskų nykimą ir jų tarpusavio sąveiką. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature.
***
Ultravioletinė smūginė banga jaunoje žvaigždėje. Jaunas žvaigždes supa protoplanetiniai diskai, kurių medžiaga po truputį krenta ir maitina ir pačią žvaigždę. Kartais disko medžiaga ima kristi sparčiau ir žvaigždė staiga paryškėja – įvyksta žybsnis. Ryškiausi žybsniai vyksta žvaigždėse, kurios vadinamos Oriono FU tipo, pagal pirmąją žvaigždę, kurioje toks reiškinys aptiktas. Jų šviesis žybsnio metu staigiai pakyla iki šimto kartų; akrecijos iš disko į žvaigždę sparta gali išaugti iki 10 tūkstančių kartų. Žybsnis gali trukti net ir dešimtmečius, vėliau žvaigždė grįžta į pradinę būseną. Jei medžiaga sparčiai krenta iš disko į žvaigždę, ties žvaigždės paviršiumi turėtų susidaryti smūginė banga, o tai turėtų atsispindėti žvaigždės spektre. Iki šiol Oriono FU tipo žvaigždžių stebėjimai, atlikti artimų ultravioletinių ir ilgesnių bangų ruože, neatskleidė jokių spektro pokyčių, kurie rodytų smūginės bangos egzistavimą. Dabar pirmą kartą tą pavyko padaryti. Prototipinės žvaigždės, Oriono FU, stebėjimai tolimųjų ultravioletinių spindulių ruože parodė spinduliuotės sustiprėjimą ties 140 nanometrų. Lyginant su paprastos disko spinduliuotės prognoze, ties šiuo bangos ilgiu Oriono FU šviečia 10 tūkstančių kartų ryškiau. Tokį neatitikimą galima paaiškinti smūgine banga, kurioje medžiaga įkaista iki 16 tūkstančių laipsnių temperatūros. Šią temperatūrą atitinka 40 kilometrų per sekundę greitis, kuriuo medžiaga iš disko krenta ant žvaigždės paviršiaus. Tokį greitį prognozavo ir ankstesni skaitmeniniai modeliai. Taigi rezultatai patvirtina, jog teoriniai modeliai, aiškinantys Oriono FU tipo žvaigždžių žybsnių prigimtį, yra iš principo teisingi. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal Letters.
***
Glaudžių dvinarių katalogas. Dauguma žvaigždžių, priešingai nei Saulė, gyvena dvinarėse ar daugianarėse sistemose. Įprastai abiejų porininkių masės yra panašios, bet visgi nevienodos. Masyvesnės žvaigždės gyvena trumpiau, taigi viena iš žvaigždžių pirmoji pereina į gyvenimo pabaigos stadiją – išsipučia į raudonąją milžinę. Kartais žvaigždė gali išaugti tiek, kad apgaubia kompanionę. Tokia konfigūracija ir susijęs raidos etapas vadinami bendrojo apvalkalo evoliucija. Jos metu žvaigždės gali labai priartėti viena prie kitos, tad kai raudonoji milžinė susitraukia į baltąją nykštukę, atstumas tarp žvaigždžių gali likti mažesnis, nei pradinis didesnės žvaigždės skersmuo. Kai panašiai gyvenimą baigia antroji žvaigždė, baltųjų nykštukių porą gali skirti dar mažesnis atstumas. Tokių glaudžių porų yra žinoma, bet detaliai nustatyti, kaip jos suartėjo, labai sudėtinga. Kliūtys čia yra dvi: nežinome, kaip vystosi žvaigždžių pora bendro apvalkalo evoliucijos metu, ir nežinome, kokio amžiaus yra aptiktos dvinarės. Abi problemos svarbios ir tuo atveju, kai aptinkame dvinarę sistemą iš baltosios nykštukės ir įprastos žvaigždės. Įprasti žvaigždžių amžiaus nustatymo metodai čia nelabai gali padėti, nes buvimas bendrame apvalkale žvaigždės savybes gali labai stipriai pakeisti. Alternatyva – rasti tokių glaudžių dvinarių žvaigždžių spiečiuose, nes beveik visų spiečiaus žvaigždžių amžius vienodas. Dabar pirmą kartą atlikta sistematiška tokių žvaigždžių paieška ir atrasti net 52 pavyzdžiai. Jie aptikti 38-uose iš 299 spiečių, kurie pasirinkti tyrimui. Siekdami aptikti tokias specifines žvaigždes tankiuose žvaigždžių telkiniuose, tyrėjai pasitelkė tris didelius duomenų katalogus: Gaia teleskopo katalogas davė daugybės žvaigždžių padėtis ir judėjimo informaciją, o PanSTARRS1 ir 2MASS – fotometrinius, t.y. šviesumo skirtinguose spektro intervaluose, duomenis. Mašininio mokymosi algoritmas padėjo apjungti katalogų informaciją ir atrasti dvinares. Aptiktos kandidatės dar patikrintos spektroskopiškai, t.y. išmatavus jų šviesio priklausomybę nuo bangos ilgio. Detalesni šių žvaigždžių stebėjimai atskleis jų orbitos periodus, cheminę sudėtį ir panašią informaciją. Visa tai bus labai naudinga tikrinant, o vėliau ir tobulinant, bendrojo apvalkalo evoliucijos modelius, nes tikrų sistemų savybės bus svarbus kriterijus, kurio neįveikiančių modelių bus galima atsisakyti. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal.
***
Juodųjų skylių magnetizmo kilmė. Kai kurių žvaigždžių mirtys veda prie gama spindulių žybsnių – milžiniškos energijos pliūpsnių siauromis čiurkšlėmis išilgai juodosios skylės sukimosi ašies. Sukurti čiurkšlei reikia stipraus magnetinio lauko – jis suspaudžia dujas ir nukreipia jas siauru pluoštu. O štai energiją sprogimui suteikia juodosios skylės sukimasis ir dėl jo atsirandantis diskas iš žvaigždės liekanų. Taigi gama spindulių žybsniui kilti reikia greitai besisukančios juodosios skylės su stipriu magnetiniu lauku. Iš principo tokie objektai egzistuoja, bet iki šiol mokslininkai negalėjo paaiškinti, kaip jie susidaro iškart po žvaigždės sprogimo. Problema čia tokia, kad jei sprogstanti žvaigždė sukasi greitai, ji įprastai turi silpną magnetinį lauką, o jei magnetinis laukas stiprus, jis efektyviai sulėtina žvaigždės sukimąsi. Balanso tarp šių procesų pasiekti neįmanoma – jei žvaigždė sukasi pakankamai greitai, kad suteiktų energijos sprogimui, jos magnetinis laukas per silpnas suformuoti čiurkšlei, ir atvirkščiai. Dabar astronomai išsiaiškino, kokio ingrediento trūko modeliuose: reikėjo atsižvelgti į diską, susidarantį aplink trumpai gyvuojančią tarpinę žvaigždės kolapso stadiją – proto-neutroninę žvaigždę. Žvaigždės centrui pradėjus trauktis, elektronai ir protonai susispaudžia į neutronus ir ima formuotis neutroninė žvaigždė. Jei pradinė žvaigždės masė būtų 8-10 Saulės masių, kolapsas čia ir sustotų, tačiau masyvesnės žvaigždės centre medžiagos yra tiek daug, kad neutronų slėgis neatlaiko jos gravitacijos ir kolapsas tęsiasi – atsiranda juodoji skylė. Visgi procesas užtrunka šiek tiek laiko. Kalba eina apie sekundes ar minutes, tačiau ir to gali užtekti svarbiems pokyčiams. Seniau šis kolapso etapas buvo modeliuojamas darant prielaidą, kad neutroninė žvaigždė yra praktiškai izoliuota ir jai svarbi tik iš visų pusių krentanti medžiaga. Naujojo tyrimo autoriai atsižvelgė į tai, kad aplink proto-neutroninę žvaigždę gali susidaryti akrecinis diskas – paplokščia struktūra iš besisukančių žvaigždės fragmentų. Sumodeliavę tokios struktūros evoliuciją, įtraukiant visus reliatyvistinius efektus, tyrėjai nustatė, kad žvaigždės magnetinis laukas gali susitelkti akreciniame diske, o neutroninei žvaigždei kolapsuojant į juodąją skylę, nei diskas, nei magnetinis laukas nepranyksta. Taigi nors pati proto-neutroninė žvaigždė stipraus magnetinio lauko neturi ir sukasi sparčiai, magnetinis laukas iš aplinkos yra pakankamas, kad leistų susidaryti čiurkšlei. Šis atradimas padės geriau suprasti ne tik gama spindulių žybsnius, bet ir įvairias kitas astrofizikines sistemas, kuriose aktualus spartus sukimasis ir stiprus magnetinis laukas, pavyzdžiui kai kurias jaunas žvaigždes ar aktyvius galaktikų branduolius. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal Letters.
***
Aksionai iš supernovų. Tamsioji materija yra viena iš Visatos paslapčių, kuri atkakliai nepasiduoda bandymams ją įminti. Egzistuoja ne vienas teorinis modelis, iš kokių dalelių ji galėtų susidėti. Vienas populiariausių šiuo metu yra aksionų modelis, pagal kurį tamsiosios materijos dalelės yra ypatingai lengvos mažiau nei vieno elektronvolto masės. Palyginimui, elektrono masė šiais vienetais yra 511 tūkstančių elektronvoltų. Aksionai, jei jie egzistuoja, turėtų formuotis supernovų sprogimų metu; jei sprogimo metu atsiranda neutroninė žvaigždė, jos magnetiniame lauke aksionai gali virsti aukštos energijos gama spinduliais. Toks gama spindulių srautas leistų patvirtinti aksionų egzistavimą. Naujame darbe analizuojama, ką galime apie aksionus pasakyti remiantis šiandieniniais duomenimis apie supernovas. Kol kas tokių žybsnių nepavyko aptikti. Stipriausiai galimus aksionų parametrus apriboja artimiausia supernova nuo gama spindulių astronomijos pradžios, SN 1987A. Ji sprogo Didžiajame Magelano debesyje, maždaug už 51 kiloparseko nuo mūsų, 1987 metais. Naujojo tyrimo autoriai įvertino, kiek šios supernovos stebėjimų duomenys apriboja aksionų masę ir virsmo fotonais efektyvumą. Jų teigimu, jei galėtume stebėti pirmąsias keliolika sekundžių po supernovos sprogimo Paukščių Take, šiuos ribojimus pavyktų sumažinti bent šimtą kartų, o tai leistų tvirtai teigti, ar egzistuoja aksionai, kurių masė viršija 50 mikroelektronvoltų. Nors toks rezultatas nepatikrintų viso galimų aksionų masių intervalo, jis gerokai prisidėtų prie tamsiosios materijos paieškų. Ieškoti tokių signalų reikėtų nuolatos, nes nežinome, kada ir kur sprogs sekanti supernova Paukščių Take. Taigi tyrimo autoriai siūlo sukurti gama spindulių teleskopų tinklą; jis būtų naudingas ne tik supernovų ir tamsiosios materijos paieškoms, bet ir neutroninių žvaigždžių tyrimams, ypač ieškant elektromagnetinių žybsnių, nutinkančių kartu su gravitacinių bangų signalais. Tyrimo rezultatai publikuojami Physical Review Letters.
***
Karštos dujos aplink Galaktikos diską. Didžioji Paukščių Tako žvaigždžių dalis skrieja diske. Taip pat turime centrinį telkinį irba skersę, o abi šias komponentes gaubia halas. Žvaigždžių ir dujų jame yra visai nedaug, bet tai nedaro jų mažiau įdomių. Seniai žinome, kad dauguma dujų hale yra „virialinės“ – jų temperatūra siekia maždaug milijoną laipsnių ir to pakanka, kad atlaikytų Galaktikos gravitaciją ir plūduriuotų nei krisdamos į centrą, nei nuo jo toldamos. Pastaraisiais metais hale netikėtai aptikta ir karštesnių, dešimties milijonų laipsnių temperatūros, dujų. Jų slėgio jėga gerokai viršija gravitacinę trauką, taigi laikui bėgant šios dujos turėtų visiškai palikti Galaktiką, nebent pirma atvės bent dešimteriopai. Dviejuose naujuose tyrimuose nagrinėjamas šių „supervirialinių“ dujų pasiskirstymas ir galima prigimtis. Pirmajame mokslininkai sudarė trimatį jų erdvėlapį ir taip parodė, kad supervirialinės dujos randamos ne visame hale, o tik kaip apvalkalas aplink diską. Iš dalies tą galima paaiškinti ta pačia gravitacija: prie disko ji stipresnė, nei kitur hale, todėl gali išlaikyti karštesnes dujas. Bet tai nepaaiškina, iš kur šios dujos atsiranda. To paties tyrimo autoriai pasitelkė skaitmeninius modelius ir parodė, jog Paukščių Tako diske besiformuojančių masyvių žvaigždžių spinduliuotė, vėjai ir supernovų sprogimai gali iš disko išmesti pakankamai dujų, kad jos suformuotų stebimą karštą apvalkalą. Toks modelis taip pat paaiškina dar vieną įdomią supervirialinių dujų savybę: jų sudėtyje yra gana daug už helį sunkesnių elementų, lyginant su dujomis, pasklidusiomis plačiau hale. Plačiau pasklidusios dujos greičiausiai krenta į Galaktiką iš tarpgalaktinės erdvės ar bent jau nedalyvavo žvaigždėdaros procese, todėl yra daugmaž pirmykštės – susideda beveik vien iš vandenilio ir helio. Tuo tarpu kitame darbe nagrinėjama hipotezė, kad supervirialinės dujos yra supernovų, sprogusių virš disko, liekanos. Maždaug penktadalis masyvių žvaigždžių pabėga iš savo gimtųjų dujų debesų pakankamais greičiais, kad galėtų palikti Galaktikos diską per palyginus trumpą gyvenimą. Gyvenimo pabaigoje tokios žvaigždės sprogsta supernovomis; jų išmestos dujos gali pasklisti labai plačiai, nes retesnė aplinka jas stabdo prasčiau, nei dujos Galaktikos diske. Iš kitos pusės, tikėtinas supernovų liekanų skaičius abipus Galaktikos disko nėra didelis, tad bendrai paėmus jos uždengia mažiau nei šimtąją dalį viso dangaus skliauto ploto. Taigi arba dabartiniai stebėjimai, kuriais aptiktos supervirialinės dujos, buvo daryti „sėkmingomis“ kryptimis, arba supernovų-pabėgėlių sprogimai gali paaiškinti tik nedidelės dalies šių dujų egzistavimą. Tyrimo rezultatai publikuojami dviejuose straipsniuose The Astrophysical Journal: apvalkalas ir jo modeliavimas, supernovos-pabėgėlės.
***
Galaktikų ir jų centrų krypčių ryšys. Galaktikos yra daugybę kartų didesnės už supermasyvias juodąsias skyles, tūnančias jų centruose. Galaktikų dydžiai matuojami dešimtimis kiloparsekų, tuo tarpu netgi juodosios skylės gravitacija įprastai dominuoja tik keliose dešimtyse parsekų, taigi tūkstantį kartų mažesnio spindulio regione. Juodosios skylės įvykių horizonto spindulys dar tūkstančius kartų mažesnis. Tad iš pirmo žvilgsnio gali atrodyti keista, kad egzistuoja koks nors ryšys tarp juodosios skylės ir galaktikos savybių. Visgi tų ryšių žinoma įvairių – juodosios skylės masė glaudžiai koreliuoja su galaktikos mase, tipiniu žvaigždžių judėjimo greičiu ir kitais parametrais. Dabar atrastas dar vienas netikėtas ryšys – šįkart tarp galaktikos formos ir iš juodosios skylės besiveržiančios čiurkšlės. Apjungę didelius radijo ir regimųjų spindulių stebėjimų katalogus, tyrėjai rado daugiau nei penkis tūkstančius elipsinių galaktikų, kurių forma gerai matosi regimųjų spindulių nuotraukoje, o radijo bangų nuotraukoje matyti keleto parsekų ilgio čiurkšlė, kylanti nuo juodosios skylės prieigų. Tada jie apibrėžė elipsę aplink kiekvieną iš galaktikų ir nustatė jos pagrindinių ašių – ilgosios ir trumposios – kryptis. Tuomet palygino šias kryptis su čiurkšlių kryptimis ir aptiko, kad čiurkšlės dažniau nukreiptos trumposios ašies kryptimi, nei būtų tikėtina, jei čiurkšlės kryptis būtų atsitiktinė. Nuokrypis nuo atsitiktinio pasiskirstymo nėra labai didelis, tačiau statistiškai reikšmingas. Taigi net tūkstančius kartų didesnė galaktika turi įtakos materijos išsidėstymui prie pat juodosios skylės. Kodėl taip yra – neaišku, bet atsakymas į šį klausimą greičiausiai padės daug geriau suprasti, kaip apskritai dujos nukrenta iš galaktikos pakraščių iki juodosios skylės ir pradeda ją maitinti bei formuoti čiurkšles. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Astronomy.
***
Pačiais didžiausiais masteliais Visata turėtų būti tolygi – bent jau taip teigia standartinis kosmologinis modelis. Pastaruoju metu randame vis daugiau įrodymų, kad taip nėra. Štai, pavyzdžiui, šimtai galaktikų spiečių juda viena kryptimi, lyg juos trauktų kažkas milžiniškas iškart už regimosios Visatos dalies pakraščio. Apie šią „tamsiąją tėkmę“ pasakoja Astrum:
***
Štai tokios naujienos iš praėjusios savaitės. Kaip įprastai, laukiu jūsų klausimų ir komentarų.
Laiqualasse