Nors kosminiai kūnai gali atrodyti amžini ir nekintantys, ilgais laiko tarpais jie visi keičiasi: auga, nyksta, gimsta, miršta ir taip toliau. Augimas dažniausiai vyksta smulkiems objektams – dulkėms, dujoms ar įvairioms granulėms – telkiantis į didesnius. Taip, pavyzdžiui, vyko Saulės sistemos planetų formavimasis, o jam padėjo magnetinis laukas; dabar žinome, kad jis svarbus greičiausiai buvo ir išorinėje disko dalyje, kur augo didžiosios planetos. Žvaigždžių spiečiuose augimas gali tęstis ir po atsiradimo – taip užauga antra žvaigždžių populiacija, o dabar išsiaiškinta, kad ji greičiausiai atsiranda iš dujų spiečiaus centre, o ne įkrentančių iš aplinkos. Juodosios skylės auga rydamos dujas; kartais tai gali vykti labai sparčiai – dabar aptiktas tokio ypatingai greitai augančio objekto pavyzdys jaunoje Visatoje. Kitose naujienose – pasiūlymas, kaip kosminius teleskopus padaryti lengviau supakuojamus, naujos žinios apie senovinį Marso vandenyną ir šiandieninę plutą, bei greitųjų radijo žybsnių kilmės vietų analizė. Gero skaitymo!

***

Membraniniai kosminiai teleskopai. Kosminiai teleskopai turi daug pranašumų prieš antžeminius. Galimybė stebėti dangų visą laiką (o ne tik naktį), visų ilgių bangomis (o ne tik tomis, kurias praleidžia atmosfera), be atmosferos sukeliamo mirgesio ir iškraipymų – visa tai padeda daug plačiau žvelgti į kosmosą. Yra, žinoma, ir didelių trūkumų, pagrindinis iš kurių – teleskopo pakėlimas iš Žemės ir gabenimas į paskirties vietą. Technologijos riboja teleskopų dydį: štai ir James Webb, didžiausias kosminis teleskopas, turi tik 6,5 metrų skersmens pagrindinį veidrodį, kai tuo tarpu šiuo metu statomi antžeminiai regimųjų spindulių teleskopai pasiekia maždaug 30 metrų. Net ir Webb’o veidrodį reikėjo sulankstyti, kad tilptų į raketą-nešėją, tad pagaminti dar didesniems kosminiams teleskopams reikės naujų inžinerinių sprendimų. Kartais kalbama apie teleskopų surinkimą kosmose – iš Žemės jie būtų keliami dalimis, o galutinai surenkami orbitoje. Bet yra ir kitų galimybių – pavyzdžiui, pagrindinį veidrodį daryti suvyniojamą. Naujame tyrime nagrinėjama tokia technologija ir sprendžiami kai kurie jos keliami iššūkiai. Išvyniojamas pagrindinis veidrodis būtų plona membrana, kuri arba atspindėtų, arba kaip tik laužtų ateinančius spindulius ir sufokusuotų juos detektoriaus (arba antrinio veidrodžio) link. Į šiandienines raketas galima būtų nesunkiai sutalpinti suvyniotą net ir 30 metrų skersmens membraną. Kosmose, priešingai negu Žemėje, jai nereikėtų tvirto rėmo, nes nebūtų reikalo įveikti gravitaciją. Visgi visiškai laisvai pleventi membrana irgi negalėtų, nes net ir kosminės dulkės bei kitų planetų gravitacijos poveikis laikui bėgant ją iškreiptų. Maksimalus galimas nuokrypis nuo idealios formos, kuris netrukdytų gaunamo vaizdo kokybei, negali viršyti stebimo bangos ilgio – regimųjų spindulių teleskopui tai būtų keli šimtai nanometrų, daug mažiau, nei žmogaus plauko storis. Kaip užtikrinti tokio lygio membranos formos kontrolę? Tyrimo autoriai siūlo metodą, primenantį antžeminiams teleskopams naudojamą adaptyviąją optiką. Antžeminiuose teleskopuose ši technologija naudojama siekiant sumažinti atmosferos sukeliamą vaizdo iškraipymą: po minkštu teleskopo pagrindiniu veidrodžiu įrengta daugybė servomotorų, kuriuos valdo sistema, užtikrinanti, kad truputį iškreiptas veidrodžio paviršius kompensuotų atmosferos keliamą lazerio spindulio („dirbtinės žvaigždės“) arba referencinės žvaigždės atvaizdo iškreipimą. Kosmose analogiška sistema galėtų užtikrinti membranos formos palaikymą, tačiau vietoj servomotorų, kurių sistema svertų gana daug, galima būtų naudoti lazerio spindulius. Plonos membranos formai keisti pakaktų lazerio fotonų slėgio. Tyrėjai šią idėją patikrino kompiuteriniais skaičiavimais ir laboratoriniais eksperimentais ir nustatė, kad taip galima užtikrinti, jog formos nuokrypiai nuo idealumo neviršytų 15 nanometrų – mažiau nei dešimtadalio regimųjų spindulių bangos ilgio. Tad iš principo tokia sistema tiktų netgi ultravioletinių spindulių teleskopui, o regimųjų ar infraraudonųjų – tuo labiau. Aišku, prieš diegiant ją reikėtų patikrinti ir kosmoso sąlygomis, o kada tą pavyks padaryti – nežinia. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Saulės aktyvumas pasireiškia dėmėmis, žybsniais ir plazmos išmetimais. Jis kinta cikliškai, kas 11 metų sustiprėja, paskui nusilpsta. Dabar kaip tik gyvename ciklo maksimume, o šis ciklas šiek tiek stipresnis už praėjusį ir gal net stipriausias šiame amžiuje. Visgi tai, ką matome dabar, toli gražu nesiekia Saulės galimybių. „Superžybsniais“ kitose žvaigždėse bei archeologiniai ir paleontologiniai atradimai rodo, kad kartais Saulė gali paleisti tokius žybsnius, jog keltų rimtą grėsmę žmonijai. Apie tokias galimybes pasakoja John Michael Godier:

***

Senovinio Marso vandenyno istorija. Šiauriniame Marso pusrutulyje plyti milžiniška, kone pusę planetos apimanti, žemuma. Seniai galvojama, kad ten kadaise buvo vandenynas, tačiau iki šiol įrodymai buvo nevienareikšmiai, paremti daugiausiai stebėjimais iš orbitos. Dabar Kinijos marsaeigio Žurong komanda paskelbė duomenis, kurie gerokai sustiprina šią hipotezę. Marsaeigis Raudonojoje planetoje nusileido 2021 metais ir nuo tada tyrinėja šiaurinę Utopijos lygumą. Jau ankstesnė Žurong duomenų analizė atskleidė paviršiaus struktūrų marsaeigio aplinkoje, kurios greičiausiai susidarė veikiant vandeniui. Naujojo tyrimo autoriai šią analizę praplėtė, išnagrinėjo visas marsaeigio atsiųstas nuotraukas ir tų pačių regionų nuotraukas, darytas iš orbitos, ir aptiko daug daugiau įrodymų, kad tose vietose buvo vandens. Ir ne šiaip vandens, o įvairių jo telkinių, kuriuos skiria topografiniai kontūrai – skardžiai ir panašios ribos. Taigi greičiausiai Žurong važinėja senovinio didelio vandens telkinio pakrante, kurią kartais skalavo bangos, o kai kurios vietos buvo padengtos įvairaus gylio vandens sluoksniu. Uolienose matyti įvairių vandens poveikio požymių – nuosėdinių uolienų ir sluoksnių, kitas uolienas dengiančių nuosėdų, išgraužų ir panašių. Tyrėjai pasiūlė ir galimą regiono vandenų vystymosi istoriją. Vandens telkinys čia atsirado prieš 3,65-3,68 milijardo metų, potvynio metu. Vėliau tvindymas tęsėsi ir vanduo gilėjo beveik 200 milijonų metų, o prieš 3,4 milijardo metų pradėjo nykti, kol dingo visiškai. Visgi tyrimo autoriai pabrėžia, kad šis atradimas nėra galutinis įrodymas, kad Marse būta vandenyno. Norint tą teigti užtikrintai, reikės iš Marso pargabenti uolienų mėginių ir ištirti juos laboratorijose Žemėje. Tyrimo rezultatai publikuojami Scientific Reports.

***

Marso pluta – druskinga ir kieta. 2018 metais Marse nusileido NASA zondas InSight – pirmasis zondas, skirtas kitos planetos gelmių procesams tirti. Vienas iš jo prietaisų buvo jutiklis, skirtas matuoti šilumos tėkmę per Marso plutą. Prietaisas turėjo įsigręžti penkis metrus į planetos plutą; deja, pavyko pasiekti tik 40 centimetrų gylį. Nepaisant to, surinkti duomenys padeda atskleisti daug įdomybių apie Marso plutą. Naujame tyrime pristatoma šių duomenų analizė. Pirmasis įdomus rezultatas – vos 20 cm gylyje po paviršiumi plutos temperatūra varijuoja vos 5-7 laipsniais per dieną ir 13 laipsnių kintant metų laikams; tuo tarpu oro, kaip ir paviršiaus uolienų, temperatūra dieną gali būti 110-130 laipsnių aukštesnė, nei naktį. Kitaip tariant, Marso pluta yra puikus šiluminis izoliatorius. Temperatūros skirtumas tarp paviršiaus ir 20-40 cm gylio žiemą bei pavasarį yra toks, kad apie 10 valandų per parą viršutiniame plutos sluoksnyje gali kondensuotis labai druskingi skysčiai. Vandeniui garuojant auganti druskų koncentracija paverčia plutą labai kieta ir trapia; tyrimo autorių teigimu, ji primena floristinę kempinę, dažnai naudojamą kaip pagrindą komponuojant gėles. Tai gali paaiškinti ir gerą šiluminę izoliaciją bei plutos kietumą, kuris sutrukdė jutikliui pasiekti numatytąjį gylį. Šios žinios padės ateityje planuojant misijas į Marso paviršių, ypač tas, kuriose dalyvaus žmonės ir kurių metu reikės Marse pastatyti įvairius statinius. Tyrimo rezultatai publikuojami Geophysical Research Letters.

***

Potvyniai nesferiškuose dangaus kūnuose. Žemėje potvynius kelia Mėnulio ir Saulės gravitacija, tiksliau sakant – jos skirtumai vienoje ir kitoje Žemės pusėse. Kiti dangaus kūnai irgi patiria potvynius, tik neretai ten „tvinsta“ ledas ar net uolienos. Pavyzdžiui, Jupiterio palydovą Ijo dengia daugybė ugnikalnių, kuriems energijos suteikia Jupiterio gravitacija – jos nuolatinis gniuždymas ir tampymas palaiko Ijo gelmes skystas. Kitas Jupiterio palydovas Europa bei Saturno Enceladas irgi šildomi potvynių, tik jų gelmėse ištirpsta ledas ir susidaro popaviršiniai vandenynai. Matuodami, kaip juda, lankstosi ir trūkinėja ledo paviršius, galime apskaičiuoti ir šį tą apie ledo sluoksnio storį ir kitas savybes. Įprastai tokiuose skaičiavimuose daroma prielaida, kad tampomas kūnas, jei nebūtų potvyninių jėgų, būtų visiškai sferiškai simetriškas. Žinoma, tai nėra tiesa – tam tikri nukrypimai nuo sferinės simetrijos visada egzistuoja. Dabar mokslininkai apskaičiavo tokių nukrypimų efektą ir nurodė, kaip jį galima panaudoti siekiant geriau suprasti Europos, Encelado ir kitų kūnų gelmes. Bendrai nagrinėjamas efektas vadinamas potvyniniu atsaku – jis nurodo, kaip keičiasi nagrinėjamo kūno forma priklausomai nuo išorinės traukos jėgos skirtumų. Pagrindinis atsakas, būdingas sferiškam kūnui, turi tokį patį bangos ilgį, kaip ir potvyninė jėga – dažniausiai tai reiškia, jog potvynių veikiamas kūnas suformuoja su iškilimus daugmaž traukiančio kūno pusėje ir priešingoje; Žemėje tai būtų dvi potvynio bangos. Tyrėjai apskaičiavo, jog nukrypimai nuo sferiškumo sukelia kitokio bangos ilgio atsakus, t.y. formos išsikreipimai atsikartoja tankiau, nei du kartus aplink dangaus kūną. Merkurijaus, Mėnulio ir Ijo atveju šių papildomų efektų stiprumas gali siekti 1-10% pagrindinio. Europos, Ganimedo ir Encelado atveju stiprumas labai priklauso nuo ledo plutos storio netolygumų. Jei jie siekia apie pusę vidutinio plutos storio, Jupiterio palydovų potvyninis atsakas pakistų apie 1%, o Encelado – net 10%. Tokius netolygumus galėtų išmatuoti dabar gaminami ar jau paleisti zondai, tokie kaip Jupiterio palydovus nagrinėsiantis JUICE ar Merkurijų kitąmet pasieksiantis BepiColombo. Šio tyrimo rezultatų įtraukimas į šių bei kitų zondų surenkamų duomenų analizę praplės mūsų žinias apie planetų bei palydovų gelmių sandarą ir netgi padės išsiaiškinti, ar Encelado bei Europos vandenynuose tikrai yra gyvybei tinkamos sąlygos. Tyrimo rezultatai publikuojami The Planetary Science Journal.

***

Saulės protoplanetinio disko magnetizmas. Saulės sistemos planetos, kaip ir egzoplanetos, formavosi iš protoplanetinio disko. Šis dujų ir dulkių telkinys susidarė formuojantis Saulei ir gyvavo keletą milijonų metų. Telktis įvairiems grumstams ir uolienoms jame padėjo tiek gravitacija, tiek trintis, tiek magnetinis laukas. Tirdami meteoritus, kurių granulės sustingo dar protoplanetiniame diske, galime įvertinti magnetinio lauko stiprumą. Jau seniai žinome, kad vidinėje sistemos dalyje, maždaug iki šiandieninės Saturno orbitos, vidutinis magnetinio lauko stiprumas siekė 0,5-2 gausus; palyginimui Žemės magnetinis laukas yra maždaug 0,5 gauso stiprumo. Dabar pirmą kartą įvertintas stiprumas ir išorinėje disko dalyje. Analizei tyrėjai pasitelkė kelias asteroido Ryugu granules, kurias Japonijos misija Hayabusa2 pargabeno į Žemę 2020 metais. Manoma, kad Ryugu susiformavo kažkur Saulės sistemos pakraštyje, o tik vėliau atmigravo į dabartinę orbitą tarp Žemės ir Marso. Magnetometru tirdami jas sudarančių mineralų magnetiškumą jie nustatė, kad granulės formavosi aplinkoje, kur magnetinio lauko stiprumas neviršijo 0,15 gauso. Pridėję dar tris meteoritų mėginius, viename jų aptiko magnetizmo požymių, kurie rodo formavimąsi 0,05 gauso magnetiniame lauke. Taigi išorinėje Saulės sistemos dalyje magnetinis laukas buvo apie 10 kartų silpnesnis, nei vidinėje. Visgi ir to užteko, kad magnetizmas turėtų reikšmingos įtakos didžiųjų planetų formavimuisi. Tyrėjai tikisi artimiausiu metu pakartoti analizę su asteroido Bennu, kuris greičiausiai irgi formavosi Saulės sistemos išorinėje dalyje, mėginiais. Taip galbūt pavyks dar tiksliau nustatyti, koks ten buvo magnetinis laukas ir kiek jis kito skirtingose vietose. Tyrimo rezultatai publikuojami AGU Advances.

***

Aplinkos pavojai gyvybingoms egzoplanetoms. Šiuo metu žinome daugiau nei penkis tūkstančius egzoplanetų – planetų prie kitų žvaigždžių. Tarp jų apie pusantro šimto yra uolinės planetos savo žvaigždžių gyvybinėse zonose – jų paviršiaus temperatūra, tikėtina, yra tinkama skystam vandeniui egzistuoti. Nors dar toli gražu negalime atsakyti, ar kurioje nors iš jų egzistuoja gyvybė, visgi šios planetos traukia didesnį mokslininkų dėmesį. Štai dabar astronomai išnagrinėjo dalies šių planetų sistemų aplinką ir įvertino, kurioms gresia pavojai iš aplinkinių žvaigždžių. Pasitelkę Gaia teleskopo duomenų katalogą, jie nustatė, kokios žvaigždės yra 10 parsekų atstumu it arčiau kiekvienos iš 84 artimiausių mums sistemų su planetomis gyvybinėse zonose. Palyginimui atstumas nuo Saulės iki artimiausios žvaigždės yra 1,4 parseko, 10 pc atstumu ir arčiau priskaičiuojama apie 360 žvaigždžių. Daugelio kitų planetų aplinkoje žvaigždžių koncentracija panaši; tyrėjai išskyrė tik vieną sistemą, HD 165155, aplink kurią tokiu atstumu aptikta daugiau nei 10 tūkstančių žvaigždžių. Tikėtina, kad per 5 milijardus metų (pusę žvaigždės gyvenimo) bent viena iš šių žvaigždžių pralėks taip arti, kad destabilizuos planetos, HD 165155b, orbitą. Dar dvi sistemos, HD 48265 ir TOI-1227, turi pavojingas kaimynes – masyvias žvaigždes, kurios greičiausiai per kelis milijonus metų sprogs supernovomis. Mažiau nei 10 pc atstumu įvykęs sprogimas gali išgarinti į Žemę panašios planetos atmosferą ir sterilizuoti paviršių. Tiesą sakant, supernova pavojinga ir didesniu, iki 50 parsekų, atstumu; toks atstumas atitinka 125 kartus didesnį tūrį, nei 10 parsekų. Taigi dvi žvaigždės, atrastos 10 pc nuotoliu, statistiškai gali reikšti net porą šimtų žvaigždžių 50 pc spindulio burbuluose. Šitaip vertinant gali atrodyti, kad mūsų sistemos aplinka, kur tokių masyvių žvaigždžių nėra išvis, yra laiminga anomalija. Iš kitos pusės, masyvios žvaigždės formuojasi grupėmis, taigi tikėtina, kad prie tų dviejų sistemų masyvių žvaigždžių rasime ir daugiau, o prie kitų – nebūtinai. Ateityje, praplėtus paieškų lauką, supernovų keliamą pavojų bus galima įvertinti geriau. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Papildomos planetos žinomose sistemose. Saulės sistemos planetos išsidėsčiusios „kompaktiškai“. Tai reiškia, kad jei tarp dabartinių planetų orbitų įdėtume dar bent vieną panašios masės objektą, per milijonus metų viena ar kelios planetos būtų destabilizuotos ir išlėktų iš sistemos arba įkristų į žvaigždę. O kaip kitose planetinėse sistemose? Egzoplanetų šiuo metu žinome apie šešis tūkstančius; bent keli šimtai jų turi ir žinomas kaimynes. Kiek dar planetų galėtų egzistuoti tokiose sistemose? Vienas būdas pabandyti tą išsiaiškinti yra patikrinti ilgalaikį planetų orbitų stabilumą, jei sistemose būtų daugiau planetų, nei žinome. Būtent tą mokslininkai neseniai padarė septynioms sistemoms. Visos sistemos turi po dvi planetas, kurių orbitos periodų santykiai varijuoja nuo trijų iki 16. Jie apskaičiavo, kaip vystytųsi sistemos per milijonus metų ir ilgiau, į tarpą tarp žinomų planetų įdėjus vieną ar daugiau papildomų. Penkiose iš septynių sistemų papildomos planetos išliko stabilios (aišku, ne visose orbitose, bet gana didelėje jų dalyje). Vienoje sistemoje visos išbandytos papildomų planetų konfigūracijos destabilizavo orbitas. Dar vienoje sistemoje didžioji dalis pridėtų planetų vedė prie nestabilumo, tačiau maždaug viena iš šimto išbandytų konfigūracijų išliko stabilios visą skaičiavimų laiką. Nei vienas iš šių rezultatų neįrodo, kad nagrinėjamose sistemose tikrai yra ar tikrai nėra papildomų planetų – net jei sistema tampa nestabili pridėjus planetų tarp jau žinomų, ji gali turėti planetų toliau nuo žvaigždės. Visgi šitaip mokslininkai gali aiškiau apibrėžti, kokiose orbitose gali egzistuoti dar neatrastų planetų, o tai leis labiau sufokusuoti tolesnes paieškas. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Kamuolinių spiečių žvaigždžių populiacijų skirtumai. Kamuoliniais spiečiais vadiname milžiniškus, bent dešimčių tūkstančių, o kartais net ir milijonų, žvaigždžių telkinius. Kaip taisyklė, jie yra seni, Paukščių Take – daugiau nei aštuonių milijardų metų amžiaus. Ilgą laiką buvo manoma, kad kiekvienas toks spiečius susiformavo visas vienu metu, iš didelio dujų debesies, ir net ir debesiui išsisklaidžius žvaigždžių gravitacijos pakako išlaikyti telkiniui neišsibarsčiusiam. Prieš porą dešimtmečių pradėjo aiškėti sudėtingesnis vaizdas: pasirodo, dauguma spiečių turi po dvi žvaigždžių populiacijas. Antroji, jaunesnė, dažniausiai sudaro tik kelis procentus spiečiaus masės, bet rodo, kad jame žvaigždėdara vyko ne vienu metu, o bent dviem etapais. Paprastai populiacijos atskiriamos pagal žvaigždžių cheminę sudėtį – jaunesnės žvaigždės daugiau praturtintos sunkesniais už helį elementais. Dabar pirmą kartą mokslininkai išnagrinėjo šių populiacijų orbitų tarpusavio skirtumus. Pasirinkę 16 spiečių, tyrėjai išnagrinėjo jų žvaigždžių judėjimą tiek dangaus plokštumoje, tiek statmena jai (radialia) kryptimi. Taip jie apskaičiavo abiejų populiacijų pasiskirstymą erdvėje, sukimosi greitį ir greičių lauko nesferiškumą, arba anizotropiją. Visuose spiečiuose antroji, jaunesnė, populiacija sukasi greičiau, tačiau kuo spiečius senesnis, tuo sukimosi greičių skirtumas mažesnis. Be to, jaunesniuose spiečiuose antroji populiacija juda labiau radialiomis orbitomis spiečiaus centro atžvilgiu, nei pirmoji, tačiau šis skirtumas pranyksta spiečiams senstant. Šie skirtumai rodo, kad antroji populiacija formuojasi iš gana kompaktiško ir greitai besisukančio dujų telkinio spiečiaus centre, o laikui bėgant jos narių judėjimas supanašėja su senesnės populiacijos. Tyrimo rezultatai publikuojami Astronomy & Astrophysics.

***

Galaktikos pagal formą skirstomos naudojant vadinamąją Hablo klasifikaciją. Joje randame tokias gerai žinomas kategorijas, kaip elipsinės, lęšinės ir spiralinės galaktikos. Galaktikos, nepatenkančios į vieną šių tipų, dažniausiai vadinamos „netvarkingomis“. Bet kartais pasitaiko ir išimčių – tvarkingos struktūros galaktikų, kurių visgi negalime priskirti nei vienam iš trijų pagrindinių tipų. Tarp jų yra ir žiedinės galaktikos – jas juosia dujų ar žvaigždžių žiedas, atrodytų, atskiras nuo centrinės struktūros (elipsoido ar disko). Čia matome dar labiau išskirtinį atvejį – galaktiką su trim žiedais. Manoma, kad žiedai aplink galaktikas atsiranda dėl sąveikų su kaimynėmis. Jei tai tiesa, tuomet ši galaktika turėjo tris išskirtines sąveikas. Tokie unikalūs objektai labai pasitarnauja tikrinant ir tobulinant įvairius modelius, šiuo atveju ji padės suprasti, kaip dažnai ir įvairiai sąveikauja galaktikos.

***

Radijo žybsniai – masyviose galaktikose. Greitieji radijo žybsniai (FRB) yra milisekundžių trukmės energingi radijo spinduliuotės pliūpsniai. Jie atsklinda iš už mūsų Galaktikos ribų. Manoma, kad juos skleidžia magnetarai – ypatingai stiprų magnetinį lauką turinčios neutroninės žvaigždės. Toks teiginys remiasi pora įrodymų: Paukščių Take esantis magnetaras pastebėtas skleidžiantis panašius, nors ir gerokai blausesnius, žybsnius, be to, magnetarai, kaip ir FRB, aptinkami galaktikose, kurios gana sparčiai formuoja žvaigždes. Nepaisant to, vis dar nežinome, kodėl kai kurios neutroninės žvaigždės įgyja tokį milžinišką magnetinį lauką, kad taptų magnetarais, ir kokie žvaigždžių evoliucijos procesai už tai atsakingi. Dabar astronomai pasinaudojo duomenimis apie FRB, kad truputį praskleistų šį paslapties šydą. Toli gražu ne visus FRB pavyksta susieti su konkrečia galaktika, tačiau išnagrinėję 30 galaktikų, kuriose tikrai aptikti žybsniai, savybes, tyrėjai nustatė, kad FRB dažniau nutinka masyviose žvaigždes formuojančiose galaktikose. Tuo tarpu mažos masės galaktikose, net ir formuojančiose žvaigždes, FRB praktiškai nerandama. Taigi tikėtina, kad ir magnetarai mažose galaktikose formuojasi retai. Kodėl taip gali būti? Tyrimo autoriai pasiūlo vieną hipotezę. Masyvios galaktikos turi daugiau už helį sunkesnių cheminių elementų (astronomai juos visus vadina „metalais“), nei mažos, taigi priežasties verta ieškoti čia. Žvaigždės, kurių sudėtyje daugiau metalų, yra didesnės, nes metalai sugeria didesnę dalį branduolyje susidarančios spinduliuotės, todėl visa žvaigždę sudaranti medžiaga labiau įkaista ir išsipučia. Jei dvinarėje sistemoje žvaigždės yra didesnės, didėja ir tikimybė, kad jos, artėdamos prie gyvenimo pabaigos, susilies ir susijungs į vieną. Paprastai masyvios žvaigždės neturi stipraus magnetinio lauko, tačiau jungiantis porai jis gali labai sustiprėti. Tokia susijungimo sukurta žvaigždė gana greitai sprogtų supernova ir gali po savęs palikti magnetarą. Tyrimo autoriai tikisi artimiausiu metu praplėsti FRB katalogą ir pakartoti tyrimą su bent keliais šimtais galaktikų; tada gal paaiškės ir daugiau detalių apie tai, kokias vietas Visatoje labiausiai „mėgsta“ FRB. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature.

***

Netikėtai sparčiai auganti juodoji skylė. Supermasyvios juodosios skylės galaktikų centruose gali pasiekti net keliasdešimt milijardų Saulės masių. Net ir ankstyvoje Visatoje, praėjus mažiau nei milijardui metų po Didžiojo sprogimo, jau jų buvo masyvesnių nei milijardas Saulių. Kaip jos tokios didelės užaugo taip greitai? Egzistuoja įvairių hipotezių. Pagal vieną jų grupę, supermasyvioms juodosios skylėms pradžią davė žvaigždės, kurios sprogo supernovomis ir paliko 100 Saulės masių ar kiek didesnes juodąsias skyles; šios vėliau užaugo rydamos aplinkines dujas. Visgi tam reikėjo, kad dujas jos rytų labai sparčiai, greičiausiai bent kartais viršydamos vieną teorinę ribą, vadinamą Edingtono riba. Ši riba nurodo medžiagos rijimo spartą, kai krentančių dujų spinduliuotės slėgis nusveria juodosios skylės gravitaciją. Alternatyvios hipotezės teigia, kad juodosios skylės jau susiformuoja didelės, 10-100 tūkstančių kartų masyvesnės už Saulę – tada joms užaugti užtenka santykinai lėtesnio augimo. Šių modelių trūkumas – neaiškus mechanizmas, kaip atsiranda tie pirmieji masyvūs telkiniai, virstą juodųjų skylių pradmenimis. Praeitą savaitę paskelbta apie atradimą, kuris nors ir netiesiogiai, bet paremia pirmąsias hipotezes apie mažus juodųjų skylių pradmenis. Atradimas padarytas kiek velėsniais laikais – 1,5 milijardo metų amžiaus Visatoje. Ten aptiktas netikėtai ryškus aktyvus galaktikos branduolys – struktūra, susidedanti iš juodosios skylės ir į ją krentančių dujų. Juodosios skylės masė yra 7,2 milijono Saulės masių – gana vidutiniška, lyginant su kitomis to laikotarpio galaktikose. Tačiau jos šviesis net 40 kartų viršija Edingtono ribą tokiai masei ir prilygsta kone ryškiausiems jaunos Visatos kvazarams, kurių centruose glūdi milijardo Saulės masių ir didesnės juodosios skylės. Toje pačioje galaktikoje aptikta labai greitai judančių dujų – jų greitis siekia 500-600 kilometrų per sekundę, o atstumas nuo centro – septynis kiloparsekus, nedaug mažiau, nei skiria Saulę nuo Paukščių Tako centro. Tokiu greičiu judančios dujos tokį atstumą įveiktų per kiek daugiau nei 10 milijonų metų; galima daryti atsargią išvadą, jog dabartinis galaktikos aktyvumo epizodas trunka maždaug tiek laiko. Mažai tikėtina, kad visą šį laiką juodoji skylė minta taip sparčiai, tačiau jei Edingtono ribą viršijantis augimas tęsėsi didelę dalį paskutinio aktyvumo epizodo, juodoji skylė jo metu galėjo sukaupti kone visą šiandieninę masę. Toks scenarijus gerai atitinka teorinius modelius, kuriuose nagrinėjamas „mažų pradmenų“ juodųjų skylių augimas. Tad nors atrastas objektas matomas vėlesniais laikais, nei įdomiausias pirmųjų supermasyvių juodųjų skylių augimo etapas, šie rezultatai vis tiek rodo, kad toks augimo scenarijus yra įmanomas, taigi tokiu būdu galėjo užaugti ir pirmosios supermasyvios juodosios skylės, randamos milijardu metų jaunesnėje Visatoje. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Astronomy.

***

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

Laiqualasse