Neutroninės žvaigždės – vieni iš ekstremalių kosminių objektų, parodantys, kiek labai Visatos įvairovė gali skirtis nuo mūsų kasdienybės. Dvi Saulės masės, suspaustos į keliolikos kilometrų spindulio rutulį – praktiškai visos jų savybės nepalyginamos su tuo, prie ko esame įpratę: tankis, temperatūra, slėgis, magnetinio lauko stiprumas – viskas milžiniška. Tad neturėtų stebinti ir susiję ekstremalūs reiškiniai, tokie kaip rentgeno žybsniai ar kilonovų sprogimai. Praeitos savaitės naujienose neutroninės žvaigždės minimos du kartus: aptikta greičiausiai besisukanti tokia žvaigždė bei išsiaiškinta, kaip vystėsi dviejų neutroninių žvaigždžių susijungimo padarinys – kilonova. Kitose naujienose – galimas vandenynas Urano palydove Mirandoje, masyviausia rami diskinė galaktika ir ilgaamžis Marso magnetizmas. Gero skaitymo!

***

Geresni erdvėlaivių varymo algoritmai. Pagrindinis uždavinys, kylantis planuojant kosmines misijas – kaip įvykdyti tikslus sunaudojant kuo mažiau kuro. Kuro masė sudaro didžiąją dalį kylančios raketos masės, taip pat kuro – tiksliau, išmetamosios medžiagos – reikia ir erdvėlaiviui, kad galėtų manevruoti skrydžio metu. Taupant kurą, paprastai didžioji skrydžio dalis praleidžiama dreifuojant, t.y. skriejant laisvai, išjungus variklius. Žinoma, yra ir alternatyvų. Pavyzdžiui, elektriniai varikliai gali naudoti labai mažai kuro, o išmetamąją medžiagą įgreitinti dideliu greičiu, tad yra labai efektyvūs. Tačiau jų kuriama stūmos jėga nedidelė, taigi jie netinka pakelti erdvėlaivį nuo Žemės (ar kitos planetos). Viename erdvėlaivyje įrengti ir cheminį, ir elektrinį variklius būtų brangu ir reikalautų dviejų kuro/išmetamosios medžiagos rezervuarų, taigi misija taptų dar sudėtingesnė. Bet yra ir alternatyvų – pavyzdžiui, multimodalinis variklis, kuris naudoja tą pačią išmetamąją medžiagą tiek cheminiam, tiek elektriniam varikliui. Dabar mokslininkai sukūrė algoritmą, kuris leistų tokį variklį naudoti optimaliai. Svarbus multimodalinio variklio privalumas – galimybė persijungti tarp varymo variantų beveik bet kada. Senesniuose eksperimentuose perjungimai buvo atliekami ranka, o naujojo tyrimo autoriai procesą automatizavo. Naujasis algoritmas pagal užduotą misijos profilį parenka, kada jungti stipresnį cheminį, kada silpnesnį elektrinį variklius, o kada visai juos išjungti. Taip galima arba sutrumpinti kelionę, arba sumažinti kuro sąnaudas užduotai kelionės trukmei. Antruoju atveju pritaikius algoritmą 240 parų trukmės kelionei į Marsą, išmetamosios medžiagos sąnaudos sumažėjo nuo maždaug 330 kg iki 230 kg – kone trečdaliu. Tuo tarpu variklių veikimo trukmė pailgėjo nuo keleto parų misijos pradžioje ir pabaigoje iki daugiau nei 200 parų; tiesa, beveik visą laiką veikė būtent elektrinis variklis. Kitame darbe apskaičiuotas multimodalinio variklio efektyvumas atliekant keturias konkrečias misijas iš Žemės į Mėnulį. Tris iš jų įveikti pavyko, naudojant iki trečdalio mažiau išmetamosios medžiagos ir užtrunkant iki 55% trumpiau, nei naudojant tik vieną kurį nors varymo būdą. Taigi šis patobulintas variklis gali būti labai naudingas tiek tarpplanetinėms misijoms, tiek įvairaus pobūdžio skrydžiams į Mėnulį, ko labai reikės artimiausiais dešimtmečiais. Tyrimo rezultatai publikuojami dviejuose straipsniuose: teoriniai skaičiavimai ir skrydis į Marsą – Acta Astronautica, taikymas Mėnulio misijoms – Journal of Spacecraft and Rockets.

***

Marsas magnetiškas buvo ilgai. Šiandien Marsas neturi globalaus magnetinio lauko, tačiau tik susiformavęs turėjo. Kada jis išnyko? Įprastai manoma, kad prieš 4,1 milijardo metų ar seniau, mat didelių kraterių, susidariusių prieš 4,1-3,7 milijardo metų, uolienose nerandama magnetinio lauko pėdsakų. Iš kitos pusės, jaunesnėse vulkaninėse uolienose bei iš Marso atlėkusiuose meteorituose randama magnetinio lauko egzistavimo prieš 3,9 milijardo metų požymių. Dabar mokslininkai sugalvojo, kaip paaiškinti abu duomenų rinkinius vienu modeliu: Marso magnetinis laukas neišnyko, jis tiesiog kartais pakeisdavo poliškumą. Skaitmeniniais modeliais jie įvertino, kaip stingtų uolienos krateriuose, esant įvairaus stiprumo magnetiniam laukui, įskaitant lauko poliškumo pokyčius – šiaurės ir pietų apsikeitimus – kas kelis šimtus tūkstančių metų. Tokie pokyčiai vyksta Žemėje; poliškumo apsivertimo metu kurį laiką magnetinis laukas labai susilpnėja ir susijaukia, kol galiausiai vėl sustiprėja, bet ašigaliai būna apsikeitę vietomis. Po didelio asteroido smūgio kraterio uolienos kietėja lėtai, taigi skirtingi sluoksniai įsimagnetina ir sustingsta skirtingu metu. Jei magnetinio lauko stiprumas ir kryptis keičiasi, skirtingų sluoksnių magnetinis laukas gali pasinaikinti, tad stebint iš palydovų, kaip ir yra daroma, bendras kraterio uolienų įsimagnetinimas gali atrodyti labai silpnas arba išvis neegzistuoti. Tuo tarpu atskirų uolienos gabalų – meteoritų – arba greitai stingstančios lavos magnetizmas bus stiprus. Jei Marso magnetinis laukas tikrai išsilaikė stiprus bent iki 3,9 milijardo metų praeities, t.y. 600 milijonų metų po planetos susiformavimo, tai reikštų, kad Marsas tiek laiko turėjo ir storą atmosferą bei skysto vandens telkinių. Tokio laiko tarpo galėtų pakakti gyvybei susiformuoti – bent jau Žemėje to buvo daugiau nei pakankamai. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Communications.

***

2019 metais, skriedamas palyginus arti Jupiterio, zondas Juno užfiksavo šį neįprastą labai tamsų debesį. Iš pirmo žvilgsnio tai atrodo kaip bedugnė, ar bent jau išskirtinai gili duobė. Gali būti, kad taip ir yra – tamsūs regionai Jupiterio atmosferoje dažniausiai yra giliau, nei šviesūs. Visgi tiksliai pasakyti, kas tai per reiškinys, negalime, nes vienos nuotraukos tam nepakanka, o vėliau skritulio aptikti nebepavyko. Aplink jį matyti sūkurio linijos ir įvairios kitos debesų struktūros, įskaitant ir labai aukštai esančius smulkius šviesius debesis.

***

Vandenynas Mirandoje. Ne vienas didžiųjų planetų palydovas po ledo pluta turi skysto vandens vandenynus. Daugiausiai žinome apie Jupiterio palydovą Europą ir Saturno Enceladą, tačiau yra ir kitų. Prieš pusantrų metų mokslininkai nustatė, kad keturi dideli Urano palydovai – Titanija, Oberonas, Arielis ir Umbrielis – greičiausiai irgi slepia vandenynus. Dabar tokia pati išvada padaryta ir apie palyginus mažytę Mirandą. Visi duomenys apie Mirandos paviršių surinkti Voyager 2 misijos metu, kai aparatas praskrido pro Uraną ir jo palydovus. Iš kitų palydovų Miranda išsiskiria griovių tinklu ir trapezoidinėmis duobėmis pietų pusrutulyje (šiaurinio pusrutulio duomenų išvis neturime). Tyrimo autoriai atidžiai išnagrinėjo turimas nuotraukas ir sudarė detalius šių paviršiaus struktūrų katalogus. Tada jie sukūrė keletą Mirandos struktūros modelių, kuriuose atsižvelgė į palydovą veikiančias jėgas – Urano ir gretimų palydovų keliamus potvynius, ledo plutos storio kitimą ir Mirandos orbitos pokyčius – bei skirtingas plutos struktūras. Geriausiai stebimą paviršinių struktūrų pasiskirstymą paaiškina modelis, kuriame ledo plutos storis neviršija 30 kilometrų; storesnė pluta yra pakankamai tvirta, kad joje neatsirastų tokie trūkiai, kaip matome. Tuo tarpu vandenyno storis po pluta gali viršyti net 100 kilometrų. Turint omeny, kad Mirandos spindulys tėra vos 235 km, pluta ir vandenynas užima didžiąją dalį palydovo tūrio. Tiesa, nebūtinai taip yra dabar – plutos struktūros galėjo susidaryti ir prieš 100-500 milijonų metų, taigi vandenynas turėjo egzistuoti tada. Visgi pusės milijardo metų gali ir nepakakti šimto kilometrų storio vandenynui sustingti į vientisą ledo luitą. Bet kuriuo atveju, vandenyno egzistavimas Mirandoje – ar tai būtų šiandieninis, ar kelių šimtų milijonų metų senumo reiškinys – yra netikėtas posūkis, bandant suprasti šio nedidelio palydovo istoriją. Tyrimo rezultatai publikuojami The Planetary Science Journal.

***

2017 metais pro Saulės sistemą praskriejo `Oumuamua – pirmasis žinomas tarpžvaigždinis objektas. Šiuo metu jis jau gerokai nutolęs nuo Saulės į tarpžvaigždinę erdvę, tačiau galbūt įmanoma jį pavyti? Apie tokią idėją pasakoja Astrum:

***

Dulkės atskleidžia supernovų detales. Didžioji dalis cheminių elementų Visatoje atsirado dėl supernovų. Susiformavę žvaigždėse termobranduolinių reakcijų metu, jie pasklinda į aplinką žvaigždei mirštant; taip pat ir paties sprogimo metu vyksta daug reakcijų. Supernovų aplinkoje lengvai ir sparčiai formuojasi dulkės, į kurias patenka ir naujai susiformavę elementai. Vėliau šios dulkės gali tapti naujų planetinių sistemų dalimi. Saulės sistema – ne išimtis: čia irgi randama „ikisaulinių“ granulių, t.y. akmenukų, kurie susiformavo anksčiau už mūsų žvaigždę. Tirdami juos mokslininkai gali išsiaiškinti įvairių detalių apie supernovų sprogimus. Vienas iš įdomių informacijos šaltinių – kalcio izotopo, kalcio-44 (20 protonų ir 24 neutronai branduolyje), gausos variacijos. Kalcis-44 susidaro skylant radioaktyviam titanui-44 (22 protonai ir 22 neutronai). Kalcio-44 gausą galima išmatuoti ir teleskopais, stebint įvairius asteroidus, ir mikroskopais, analizuojant meteoritus. Dabar mokslininkai nustatė, kad antruoju metodu įmanoma atskirti ir kalcio-44 susidarymo laiką. Kai kurios granulės formavosi iš medžiagos, turinčios titano-44, o šis į kalcį-44 skilo jau granulėje. Tuo tarpu kitos formavosi iš medžiagos, kurioje jau buvo kalcio-44. Stebint asteroidą teleskopu, atskirti šių scenarijų neįmanoma, tačiau per mikroskopą atsiskleidžia įvairios mikrostruktūros, kurios leidžia nustatyti, ar kalcis-44 atsirado iki granulei susidarant, ar vėliau. Radioaktyvaus titano turinčios granulės formuojasi prie supernovų, kurios įvyksta mirštant masyvioms žvaigždėms, taigi jei galėtume įvertinti, kiek tokių granulių yra Saulės sistemoje, galėtume tiksliau apibrėžti ir šių supernovų svarbą mūsų žvaigždės bei planetų atsiradimui. Tačiau aišku, kad tokiai analizei nepakaks teleskopinių stebėjimų, o reikės rinkti mėginius iš įvairių kosminių kūnų. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Vegos diskas – keistai lygus. Vega – viena ryškiausių žvaigždžių nakties danguje, taip pat ir viena gausiausiai ištirtų žvaigždžių. Bet net ir ji dar turi daugybę paslapčių. Štai aplink ją matomas dulkių diskas, pasirodo, yra labai lygus, tad panašu, kad ši žvaigždė neturi planetų regione, kur aplink Saulę skrieja keturios milžinės. Tokią išvadą mokslininkai daro atlikę stebėjimus Hubble ir Webb teleskopais. Kad Vega turi dulkių diską, mokslininkai išsiaiškino dar 1984 metais – tai buvo pirmasis tokio disko egzistavimo prie kitos žvaigždės įrodymas. 2005 metais diską pavyko išskirti erdviškai, taip nustatant apytikrį jo spindulį – daugiau nei 200 astronominių vienetų (AU). Vienas AU yra vidutinis atstumas tarp Saulės ir Žemės, 150 milijonų kilometrų; Neptūno orbita siekia 30 AU. Naujajame tyrime pristatomi detalūs stebėjimai, kuriais atskleidžiama tikslesnė disko struktūra. Centrinė jo dalis, pradedant nuo keleto AU, susideda iš maždaug smėlio konsistencijos granulių, išorinė – iš dūmų daleles primenančių mikroskopinių dulkelių. Nepaisant sudėties skirtumų, visas diskas yra labai lygus – tankis mažėja beveik tolygiai nuo centro, yra tik keletas nedidelių nukrypimų nuo tendencijos. Paprastai panašiuose diskuose matyti vienas ar daugiau tarpų, kuriuos sukuria planetų gravitacija. Faktas, kad aplink Vegą jų nėra, leidžia spręsti, kad ten nėra ir planetų – bent jau masyvesnių už Neptūną. Tai atrodo labai netikėta, ypač lyginant Vegą su panašios masės (kiek didesnė už Saulės) ir amžiaus (apie pusę milijardo metų) Fomalhautu, kurį supančiame diske matyti du tarpai. Detalesnė Fomalhauto, Vegos ir kitų panašių žvaigždžių analizė padės daug geriau suprasti, kokios priežastys – žvaigždžių ar jų aplinkos savybės – skatina ar stabdo planetų formavimąsi. Tyrimo rezultatai publikuojami dviejuose straipsniuose arXiv: Hubble stebėjimai, Webb stebėjimai.

***

Greičiausiai besisukanti neutroninė žvaigždė. Neutroninės žvaigždės yra kai kurių supernovų sprogimų liekanos, kuriose į keliolikos kilometrų spindulio rutulį sutelpa apie dvi Saulės mases medžiagos. Nors jų žinome ne vieną tūkstantį, kol kas dar daug ko apie jas nesuprantame. Pavyzdžiui, daugelis jų sukasi labai greitai. Taip nutinka dėl to, kad žvaigždės branduoliui traukiantis nuo tūkstančių kilometrų pradinio spindulio iki neutroninės žvaigždės dydžio, jis privalo suktis vis greičiau. Efektas primena šokėją ant ledo, kuris, sutraukęs rankas arčiau kūno, irgi ima suktis greičiau. Visgi nežinia, kokia yra sukimosi greičio riba. Gali būti, kad naujas atradimas padės šitai išsiaiškinti, mat aptikta greičiausiai besisukanti neutroninė žvaigždė. Stebėdami dvinarę sistemą 4U 1820-30, astronomai per penkerius metus užfiksavo 15 žybsnių rentgeno spindulių ruože. Šie žybsniai kyla, kai kompanionės medžiaga pasiekia neutroninę žvaigždę, susikaupia jos paviršiuje ir trumpam pradeda vykdyti termobranduolines reakcijas. Išskiriama energija išpučia apvalkalą ir reakcijos greitai nuslopsta, didžioji dalis medžiagos išmetama į šalis, o procesas atsikartoja po kurio laiko – šiuo atveju, keleto mėnesių. Žybsnio šviesumas ir plazmos temperatūra leidžia apskaičiuoti šviečiančio objekto spindulį – visų žybsnių metu jis išaugdavo bent iki 50 kilometrų, o vieną kartą net iki 902 kilometrų. Tai didžiausias žinomas neutroninės žvaigždės apvalkalo išsipūtimas. Taip pat aptiktas žybsnių šviesio svyravimas, kuris vyko 716 hercų dažniu. Kitaip tariant, žybsnio, kuris įprastai trunka keletą-keliolika sekundžių – metu šviesis šiek tiek svyravo 716 kartų per sekundę. Svyravimai greičiausiai vyksta dėl neutroninės žvaigždės sukimosi, taigi galima daryti išvadą, kad žvaigždė sukasi 716 kartų per sekundę sparta. Tai – sukimosi greičio rekordas. Įdomu tai, kad ligšiolinė rekordininkė, pulsaras PSR J1748−2446ad, irgi sukasi 716 kartų per sekundę. Toks sutapimas, kad dvi greičiausios neutroninės žvaigždės sukasi identišku dažniu, atrodo labai netikėtas. Gali būti, kad iš tiesų tai nėra sutapimas, o tam tikros sukimosi greičio ribos požymis. Šių neutroninių žvaigždžių paviršius ties pusiauju juda beveik ketvirtadaliu šviesos greičio, arba 70 tūkstančių kilometrų per sekundę. Trečia greičiausia neutroninė žvaigždė atsilieka visai nedaug – 707 kartus per sekundę. Kol kas nežinia, ar tai tikrai fundamentali riba, galbūt susijusi su neutroninės žvaigždės gravitacinio ryšio energija, tačiau naujasis rezultatas turėtų paskatinti teorinius modelius, kuriais tokios hipotezės būtų patikrintos. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal.

***

Energingi kosminiai spinduliai Galaktikos centre. Paukščių Tako centre tūno juodoji skylė Šaulio A*. Aplink ją driekiasi įvairios dujų struktūros, žyminčios ten vykstančius energingus procesus – supernovų sprogimus, spartų žvaigždžių formavimąsi, stipraus magnetinio lauko poveikį dujoms ir panašius. Taip pat ten formuojasi daug kosminių spindulių – labai energingų elektringų dalelių, daugiausiai protonų ir elektronų. Sąveikaudami su aplinkinėmis dujomis, jie sukuria gama spindulius, kurių dalis pasiekia ir Žemę. Dabar pristatyti ilgamečių stebėjimų duomenys rodo, kad regionas aplink juodąją skylę kuria netgi energingesnius kosminius spindulius, nei ji pati. Septynerius metus trukusių stebėjimų duomenys surinkti specialiu detektoriumi HAWC, įrengtu aukštai kalnuose Meksikoje. Jį sudaro 300 nebenaudojamų siloso bokštų, kurie užpildyti vandeniu. Žemės atmosferą pasiekę labai energingi gama spinduliai susiduria su atmosferos atomais ir sukuria daugybę kitų energingų dalelių. Patekusios į HAWC vandens talpą, jos juda didesniu greičiu, nei šviesa vandenyje, todėl ima skleisti specifinę mėlyną Čerenkovo spinduliuotę. Tai yra praktiškai vienintelis būdas nagrinėti gama spindulius, energingesnius nei maždaug 20 teraelektronvoltų (TeV). Teraelektronvoltas (TeV) yra lygus trilijonui elektronvoltų (eV); Didysis hadronų greitintuvas gali pasiekti maždaug 14 TeV dalelių energiją, o protono ir neutrono rimties masė atitinka truputį mažiau nei 1 GeV, t.y. mažiau nei vieną tūkstantąją TeV dalį. Aukštesnės energijos dalelės pasitaiko rečiau, nei žemesnės, tad norint tirti energingiausius spindulius, reikia ilgesnių stebėjimų irba didesnių detektorių. Naujajame tyrime pristatomų duomenų pakako aptikti net ir 200 teraelektronvoltų energijos gama spindulius, kuriuos sukuria petaelektronvoltų (tūkstančių TeV) energijos kosminiai spinduliai. Gauti rezultatai rodo, kad iš paties Galaktikos centro sklindančių kosminių spindulių energija pasiskirsčiusi pagal laipsninę funkciją, kuri tęsiasi iki pat aukščiausių išmatuojamų energijų. Kai kurių šaltinių skleidžiamų spindulių energijos spektras laipsnine funkcija pasižymi tik tam tikrame intervale, o aukštesnių energijų spindulių sutinkama daug rečiau, tarsi spektras būtų „nukirptas“. Pavyzdžiui, pačios juodosios skylės skleidžiami gama spinduliai nukerpami virš maždaug 10 TeV energijos. Greta juodosios skylės esanti supernovos liekana, vadinama Arka, taip pat skleidžia gama spindulius; jų spektras yra laipsninis, kaip ir viso HAWC matomo šaltinio, bet gerokai silpnesnis. Silpnesnė ir Šaulio A* spinduliuotė, taigi net atėmus abiejų šaltinių indėlį, bendras kosminių spindulių intensyvumas, sklindantis iš nežinomų šaltinių Galaktikos centro aplinkoje, lieka beveik nepakitęs. Kokie procesai ten kuria petaelektronvoltų eilės kosminius spindulius, atsakyti kol kas negalime. Tolesni stebėjimai ir nauji detektoriai padės tiksliau identifikuoti šaltinių padėtį ir susieti juos su objektais Paukščių Tako centre, o gal netgi tarp centro ir mūsų. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal Letters.

***

Kilonovos cheminė raida. 2017 metų rugpjūtį įvyko pirmasis dviejų neutroninių žvaigždžių susijungimas, kurį galėjome stebėti ir elektromagnetinių bangų diapazone, ir gravitacinėmis bangomis. Besijungiantys ekstremalūs kompaktiški kūnai sukėlė sprogimą, vadinamą kilonova. Nors jis blausesnis už supernovą, šviesiu vis tiek prilygsta šimtams milijonų žvaigždžių. Didelę dalį milžiniško šviesio kuria radioaktyvių elementų skilimas. Susidūrimo metu susidariusios ekstremalios sąlygos leidžia vykti termobranduolinėms reakcijoms, kurios pagamina elementų, sunkesnių už geležį – įprastose žvaigždėse tokie nesiformuoja. Dalis jų yra radioaktyvūs ir vėliau, kintant sąlygoms sprogimo išmestoje medžiagoje, skyla bei jungiasi su elektronais. Procesų eiga ir balansas gali reikšmingai pasikeisti vos per kelias valandas, tad sekti juos labai sudėtinga. Vienu, bent jau antžeminiu, teleskopu to daryti neįmanoma, nes Žemės sukimasis po kelių valandų stebėjimų nuneša objektą žemiau horizonto. Tačiau apjungus daug teleskopų šią problemą įveikti įmanoma, o dabar tai ir padaryta. Surinkti stebėjimai atlikti Hubble kosminiu teleskopu bei antžeminiais prietaisais Australijoje ir Pietų Afrikos Respublikoje. Taip gauta informacija apie sprogimo spektro kitimą per pirmas devynias su puse paros. Jau seniau kilonovose pastebėta 1 mikrometro bangos ilgio linija, susidedanti iš dviejų – spinduliuotės ir sugerties – komponentų, pasirodo, atsiranda labai staigiai maždaug ties 1,17 paros po sprogimo pradžios; tuo metu bent dalis kilonovos išmestos medžiagos juda beveik puse šviesos greičio. Iki stebėjimų pabaigos užfiksuoti labai įvairūs skirtingų kilonovos dalių judėjimo greičiai – nuo 0,04 iki 0,45 šviesos greičio, arba nuo 12000 iki 135000 kilometrų per sekundę. Spektro duomenys leidžia apskaičiuoti dujų temperatūrą, nes skirtingi procesai vyksta skirtingo karščio plazmoje. Gauti rezultatai labai panašūs į temperatūrą, apskaičiuotą iš bendro kilonovos šviesio, laikant, kad ji spinduliuoja kaip juodas kūnas (panašiai, kaip ir žvaigždės). Be to, temperatūros skirtumas tarp pusiaujinės ir ašigalinių krypčių neviršija 5%. Tai rodo, kad kilonovos sprogimas yra beveik sferiškai simetriškas ir kad paprasti teoriniai modeliai labai gerai atkartoja pagrindines jo savybes. Tai suteikia optimizmo, kad daugybės kilonovų savybės, modeliuojamos paprastais modeliais, buvo nustatytos teisingai. Tyrimo rezultatai publikuojami Astronomy & Astrophysics.

***

Masyviausia rami diskinė galaktika. Stebėdami įvairias galaktikas, nesunkiai pastebėtume tendenciją, kad kuo galaktika didesnė, tuo daugiau šansų, kad ji bus elipsinė, o ne diskinė. Tam yra gana paprastas paaiškinimas: masyvios galaktikos per gyvenimą patyrė daugiau susiliejimų, o šie sujaukia visą struktūrą ir lengvai gali sunaikinti diską. Bet, kaip visada, būna ir išimčių. Štai viena masyviausių žinomų galaktikų aplinkinėje Visatoje, UGC 2885, yra diskinė ir turi labai gražias spiralines vijas. Naujame tyrime astronomai pristato bandymus išsiaiškinti, kodėl ši galaktika yra tokia neįprasta. Atlikę stebėjimus regimųjų ir milimetrinių bangų teleskopais, jie išmatavo galaktikos žvaigždžių masę, už helį sunkesnių elementų kiekį (šis dydis vadinamas metalingumu), dujų masę ir žvaigždžių formavimosi spartą. Žvaigždžių masė, jau žinota ir seniau, patvirtinta kaip 483 milijardai Saulės masių – apie keturis kartus didesnė, nei Paukščių Tako. Tuo tarpu šaltų vandenilio dujų masė siekia net 189 milijardus Saulės masių – gerokai daugiau, nei įprasta šiandieninėms galaktikoms. Ir žvaigždžių formavimosi sparta – 1,63 Saulės masės per metus – kaip tiek daug dujų turinčiai galaktikai, yra labai žema. Iš kitos pusės, ji daugmaž atitinka sąryšius tarp žvaigždėdaros spartos ir žvaigždžių masės, būdingus mažesnėms galaktikoms. Taigi atrodo, kad UGC 2885 tiesiog turi daug šaltų dujų, kurios kažkodėl neformuoja žvaigždžių. Tos dujos galaktikoje turėtų būti seniai – metalingumas yra šiek tiek didesnis, nei Saulės, ir praktiškai vienodas visose galaktikos vietose. Galaktikos žvaigždėdara praeityje privalėjo būti spartesnė – su dabartine sparta visos žvaigždžių masės ji nespėtų užsiauginti net per visą Visatos amžių. Tyrėjų teigimu, greičiausiai galaktikoje žvaigždės formavosi epizodiškai, o dabar žvaigždėdara yra priblėsusi. Milžiniškas ramių dujų kiekis rodo, kad galaktika labai seniai nepatyrė jokių sujaukimų, o juo labiau – susiliejimų. Visgi pasakyti, kodėl žvaigždės formuojasi taip lėtai, surinktų duomenų nepakanka. Gali būti, kad žvaigždėdarai trukdo galaktikos skersė, tačiau tai tik viena hipotezė. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Nesferiškų supernovų išmetami elementai. Dauguma cheminių elementų susidaro žvaigždėse ir į aplinką pasklinda supernovų sprogimų metu. Supernovos būna kelių rūšių, kiekviena jų paskleidžia skirtingus elementus įvairiomis proporcijomis. Šiandieninėse galaktikose supernovų sprogę milijonai, jų išmesti elementai gerai susimaišę, tad sunku pasakyti, kuris sprogimas kiek pridėjo kurio nors konkretaus elemento į visą galaktikos tarpžvaigždinę medžiagą. O štai ankstyvos Visatos galaktikose situacija kitokia: ten sprogę vos keletas supernovų, ir greičiausiai visos to paties, antrojo, tipo, mat pirmojo tipo supernovoms reikia bent milijardo metų, kurie stebimu metu dar nepraėję net nuo Didžiojo sprogimo, ką jau kalbėti apie žvaigždžių susidarymą. Analizuodami tų galaktikų cheminę sudėtį, mokslininkai pastebėjo, kad jos nepavyksta paaiškinti „sferiškai simetrišku“ supernovų sprogimų modeliu. Naujame tyrime išnagrinėtas čiurkšlinių, kūgio formos, supernovų sprogimų sukuriamų cheminių elementų kiekis. Toks supernovos sprogimas įvyksta, kai greitai besisukantis žvaigždės branduolys traukdamasis paleidžia dvi čiurkšles išilgai sukimosi ašies, o šios suplėšo išorinę žvaigždės dalį į gabalus. Priklausomai nuo tikslių branduolio savybių, kūgis gali būti įvairus, taigi įvairus ir sprogimo nesferiškumas. Tyrimo autoriai apskaičiavo sprogimo eigą ir naujų elementų formavimąsi bei pasklidimą, naudodami dvimačius modelius, kuriuose sprogsta pirmykštė 20-25 Saulės masių žvaigždė, pradžioje sudaryta vien iš vandenilio ir helio. Įvairiomis modelio variacijomis pasiekti rezultatai labai gerai atitiko ankstyvų galaktikų stebėjimų duomenis. Taigi šitaip priartėjama prie paaiškinimo, kaip pirmosios galaktikos buvo praturtintos už helį sunkesniais cheminiais elementais. Iš kitos pusės, šie rezultatai padės suprasti ir galimą žvaigždžių sprogimų įvairovę bei patobulinti teorinius modelius, skirtus kitų galaktikų cheminei evoliucijai sekti. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal.

***

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

Laiqualasse