Apie eroziją visi esame girdėję, pavyzdžiui kalbant apie Baltijos jūros pakrantes ir kopas, arba apie kalnus, arba apie upių vagų kitimą. Kosmose irgi vyksta reiškiniai, kuriuos galėtume taip pavadinti, tik jie dažniausiai susiję su dujų nupūtimu. Štai planetos gali netekti savo atmosferų, ypač jei atmigruoja arti žvaigždžių; dabar radome tokio proceso padarinį – tankiausią arti žvaigždės skriejančią planetą. Planetų magnetosferos įprastai užpildytos plazma, bet Saulės vėjo gūsiai jas gali ištuštinti – taip turbūt nutiko Uranui prieš pat Voyager 2 vizitą 1986 metais. Žvaigždės irgi gali netekti dalies medžiagos, jei pralekia arti juodosios skylės, o dabar pirmą kartą patvirtintas atvejis, kai žvaigždė taip dalinai apardoma keletą kartų iš eilės. Erozija vyksta netgi galaktikų mastu: Didysis Magelano debesis, sąveikaudamas su Paukščių Taku, neteko didelės dalies savo halo. Kitose naujienose – Saulės ašigalinių sūkurių prognozės, tolimosios Mėnulio pusės vulkanizmas ir materijos telkinių Visatoje dydžiai. Gero skaitymo!

***

Ar Saulės ašigaliuose rasime sūkurių? Planetų atmosferose dažnai aptinkame ašigalinius sūkurius. Jų yra ir Žemėje – juos riboja ašigalinės sraujymės, atskiriančios šaltą ašigalių orą nuo ramesnio vidurinių platumų, – ir dujinėse planetose. O ar yra kas nors panašaus Saulėje? Atsakymo kol kas neturime, nes iki šiol taip aukštai, kad pažvelgtų į žvaigždės ašigalius, buvo pakilęs tik vienas zondas Ulisas, kuris tris kartus pralėkė dideliu greičiu ir atsiuntė palyginus nedaug duomenų. Bet artimiausiais metais situacija turėtų pasikeisti: planuojamos įvairios misijos, kurios galėtų stebėti Saulės ašigalius, tą iš dalies galės daryti net ir dabar jau veikiantis Solar Orbiter savo misijos pabaigoje. Ruošdamiesi tokių misijų rezultatų apdorojimui, mokslininkai dabar pateikė prognozes, kaip gali atrodyti medžiagos judėjimas Saulės ašigaliuose. Pasitelkę magnetohidrodinaminį modelį – t.y. tokį, kuriame įtraukiamos ir hidrodinaminės jėgos, ir magnetinis laukas, – jie įvertino, kaip medžiaga turėtų judėti paviršiniame Saulės sluoksnyje arti ašigalio. Yra žinoma, kad magnetinis laukas greičiausiai generuojamas nelabai giliai Saulėje, todėl toks „paviršinis“ modelis, tikėtina, gerai atkuria reikšmingas detales. Gautas rezultatas – aplink abu ašigalius, maždaug 55 laipsnių platumoje ir aukščiau, susidaro sūkurių grupė, kurių kas antras sukasi pagal laikrodžio rodyklę, kas antras – prieš ją. Laikui bėgant, sūkuriai artėja prie ašigalio, o jų skaičius mažėja, kol galiausiai lieka tik du sūkuriai prie pat ašigalio. Tai nutinka Saulės aktyvumo maksimumo metu, kai magnetinis laukas tampa stipriausias. Tada sūkuriai išnyksta ir ima formuotis naujas rinkinys. Proceso detalės glaudžiai susijusios su Saulės magnetinio lauko evoliucija. Taigi duomenys apie realius sūkurius aukštai Saulėje pagerins žinias ir apie magnetinio lauko prigimtį bei kitimą aktyvumo ciklo metu, o tai leis geriau prognozuoti šio aktyvumo pasireiškimus – žybsnius, plazmos išmetimus ir panašius reiškinius, kurie gali kelti pavojų ir mums. Tyrimo rezultatai publikuojami PNAS.

***

Krovinių svaidymas iš Mėnulio. Kai žmonės pradės masiškai gyventi Mėnulyje, iš jo į orbitą dažnai reikės pakelti įvairių krovinių. Tai gali būti tiek naudingos iškasenos, tiek pramonės produktai, tiek elementarūs siuntiniai į Žemę ar orbitines stotis. Kelti juos raketomis, kaip iš Žemės, aišku, įmanoma, bet nelabai ekonomiška. Tam visų pirma reikia tas raketas pagaminti, taip pat užpildyti jas kuru, kurį irgi reikės kelti į viršų… Taigi naudingo krovinio dalis gerokai sumažėja. Žemėje šis metodas kol kas neturi realių alternatyvų, nors apie jas ir šnekama. O štai Mėnulyje situacija gali būti kitokia. Kai nėra atmosferos, pakelti krovinį galima būtų ir patranka – t.y. įgreitinti jį ilgame vamzdyje ar netgi ant bėgių ir išsviesti kampu į horizontą. Deja, čia irgi kyla problema – jei iš Mėnulio paleisime krovinį tokiu būdu, nedavę jam jokio variklio, greičiausiai nutiks viena iš dviejų: arba jis apsuks ratą (ar mažiau) aplink palydovą ir nukris ant jo, arba greitai pereis į chaotišką orbitą ir pasimes erdvėje tarp Žemės ir Mėnulio bei taps dar viena kosmine šiukšle. Visgi, pasirodo, skrydžio trajektorija ir trukmė labai priklauso nuo paleidimo taško. Tokią išvadą mokslininkai padarė išnagrinėję objektų judėjimą Mėnulio gravitaciniame lauke, atkurtame remiantis tiksliausiais stebėjimų duomenimis. Mėnulio plutoje yra keletas gravitacijos anomalijų – tankesnių ar retesnių uolienų regionų, kurie šiek tiek pakeičia aplinkinį gravitacinį lauką. Tinkamai paleidus krovinį, lėkdamas pro silpnesnio gravitacinio lauko zonas, jis gali pakilti pakankamai aukštai, kad išsilaikytų daugmaž stabilioje orbitoje iki devynių parų. Trys tinkami paleidimo taškai yra artimojoje Mėnulio pusėje; visi jie – ant pusiaujo, kalnų viršūnėse ar arti jų. Įrengus ten patrankas, krovinius šaudyti būtų galima kone nuolatos, nedideliais paketais, o tada juos per savaitę ramiai susirinktų orbitoje skraidantys erdvėlaiviai. Taip būtų gerokai sutaupoma kuro, o krovinių pakuotes pagaminti būtų paprasta iš vietinių medžiagų, praktiškai be sudėtingos elektronikos. Aišku, inžinerinis iššūkis būtų milžiniškas, tačiau kai sugebėsime įrengti kolonijas Mėnulyje, turbūt ir patrankos įrengimas ant kalno šlaito bus įkandama užduotis. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Tolimosios Mėnulio pusės vulkanizmas. Jauname Mėnulyje veržėsi ugnikalniai, tačiau prieš milijardus metų jie užgeso, o dabar vulkanizmo pėdsakai likę tik bazaltinėse uolienose. Artimojoje Mėnulio pusėje jos daugiausiai randamos jūrose ir vandenyne – tamsiose žemumose. Tolimojoje pusėje jūrų beveik nėra. Ar tai reiškia, kad ten ir vulkanizmas buvo silpnesnis ir užgeso vėliau? Toli gražu. Skirtingo dydžio kraterių skaičiai tolimojoje pusėje rodo, kad lava paviršių galėjo užlieti prieš mažiau nei tris milijardus metų. Visgi toks datavimo metodas yra ganėtinai nepatikimas, tad norint tiksliau įvertinti lavos išsiveržimų amžių, reikia uolienų mėginių. Kinijos misija Chang’e-6 kaip tik tą ir padarė – pargabeno į Žemę uolienų iš Pietų poliaus-Aitkeno baseino, milžiniško kraterio, kurio pakraštys matomas iš Žemės, bet didžioji dalis slypi priešingoje palydovo pusėje. Dabar pristatyta bazaltinių uolienų analizė, rodanti, kad vulkanizmas vyko prieš 2,8 milijardo metų. Fragmentų datavimui pasirinktas švino izotopų santykio metodas – jis gerai tinka ilgiems, milijardų metų, laikotarpiams nustatyti. Dalis uolienų paaiškėjo esančios 4,2 milijardų metų amžiaus – tai seniausios vulkaninės kilmės uolienos iš visų, pargabentų iš Mėnulio. Kiti mėginiai datuoti daug vėlesniu laiku – jų amžius tėra 2,8 milijardo metų. Tai reiškia, kad tolimojoje Mėnulio pusėje vulkanizmas truko bent 1,4 milijardo metų. Įdomu, kad jaunieji bazalto mėginiai praktiškai neturi KREEP – kalio, retųjų žemių elementų ir fosforo – uolienų požymių. Šie elementai, kurių gausu tiek artimojoje Mėnulio pusėje, tiek senose vulkaninėse uolienose, suminkština plutą ir šildo ją radioaktyvia energija, taip palengvindami vulkaninius išsiveržimus. Jauniausi Mėnulio vulkanizmo požymiai randami Audrų vandenyne, kuriame daugiausiai ir KREEP uolienų. Bet naujieji rezultatai rodo, kad šios uolienos nėra būtinos, kad bent prieš 2,8 milijardo metų galėtų vykti lavos išsiveržimai. Tyrimo rezultatai publikuojami dviejuose straipsniuose: apie uolienas Science, apie vulkanizmą Nature.

***

Keista Urano magnetosfera – trumpalaikė? 1986 metais pro Uraną praskrido Voyager 2 – kol kas vienintelis žmonių sukurtas prietaisas, lankęsis šios planetos apylinkėse. Jis dar daugybę planetos ir palydovų nuotraukų bei atliko kitokių matavimų. Gauti duomenys, susiję su planetos magnetosfera, nustebino mokslininkus. Spinduliuotės žiedai aplink planetą buvo pritvinkę energingų dalelių, savo gali nusileido tik Jupiterio spinduliuotės žiedams, tuo tarpu likusi Urano magnetosfera buvo praktiškai tuščia. Iki šiol Uranas buvo laikomas visiška anomalija, o bandymai paaiškinti magnetosferos keistenybes – nesėkmingi. Bet dabar mokslininkai, panašu, rado sprendimą: Voyager 2 pro Uraną tiesiog praskrido netipiniu laiku, kai pro planetą buvo ką tik pralėkęs stiprus Saulės vėjo gūsis. Tyrimo autoriai išnagrinėjo Voyager 2 surinktus Saulės vėjo savybių duomenis ne tik skrydžio pro Uraną metu, bet ir anksčiau bei vėliau. Taip jie pastebėjo, kad Saulės vėjo tankis ir slėgis zondo aplinkoje tolydžio augo paskutines dvi paras prieš praskridimą pro Uraną. Savaitę-dvi prieš praskridimą tiek tankis, tiek slėgis buvo beveik 30 kartų mažesni, nei praskridimo metu. Peržiūrėjus ilgesnius duomenis, apimančius maždaug po tris mėnesius prieš praskridimą ir po jo, aptikti aštuoni panašūs Saulės vėjo slėgio padidėjimai, kurie iš viso truko apie 5% nagrinėjamo laiko. Taigi atrodo akivaizdu, kad Voyager 2 pataikė praskristi pro Uraną gana anomaliomis sąlygomis – planetos aplinkoje kaip tik siautė Saulės audra. Tokie įvykiai tikrai gali sustiprinti spinduliuotės žiedus ir išpūsti plazmą iš likusios magnetosferos dalies. Šis atradimas įdomus ir tuo, kad suteikia visiškai kitokį kontekstą Urano magnetosferos tyrimams bei ateities misijos tenlink planavimui, ir tuo, kad leidžia daryti kitokias išvadas apie palydovų aktyvumą. Penkis didžiausius Urano palydovus dengia ledas; geologinis aktyvumas turėtų kartais išmesti vandens jonų į kosmosą, o šie – papildyti Urano magnetosferą. Neradus tokio reiškinio požymių Voyager 2 duomenyse, buvo manoma, kad Urano palydovai yra keistai neaktyvūs, priešingai nei, pavyzdžiui, Jupiterio ar Saturno. Naujieji rezultatai leidžia grįžti prie įprastesnės interpretacijos. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Astronomy.

***

Talio skilimas ir Saulės formavimasis. Saulė formavosi šaltų dujų debesyje, kuris traukėsi ir fragmentavo. Iki prasidedant šiam procesui, debesį sudarančios dujos buvo pasklidusios Galaktikoje. Ten jų cheminę sudėtį lėmė supernovų sprogimai, mažesnių žvaigždžių mirtys ir gama spindulių žybsniai, kurie visi į aplinką paskleisdavo skirtingų cheminių elementų mišinius. Tolygiausias iš šių procesų yra palyginus mažų, 2-4,5 karto už Saulę masyvesnių, žvaigždžių mirtys. Vienas iš nedaugelio elementų, kurį skleidžia vien šis procesas, yra švinas-205, radioaktyvus švino izotopas su 82 protonais ir 205-82=123 neutronais. Laikui bėgant jis skyla į talį-205. Kai Saulė pradėjo formuotis, į ją supantį debesį naujas radioaktyvus švinas nebepateko, taigi švino-205 santykis su stabiliu švinu-204 mažėjo. Susidarius pirmiesiems kietiems kūnams, dalis švino-205 pateko į juos, o šiandien meteorituose aptinkame šio izotopo skilimo produktus. Taip nustatome, kiek švino-205 buvo meteoritų formavimosi metu, o palyginę šį skaičių su izotopų santykiu tarpžvaigždinėje medžiagoje, galime nustatyti, kiek laiko prireikė Saulei (tiksliau, pirmiesiems mineralams Saulės sistemoje) susiformuoti. Iki šiol gaunami rezultatai buvo labai keisti – atrodė, kad meteorituose švino-205, lyginant su švinu-204, yra ne mažiau, o kaip tik daugiau, nei tarpžvaigždinėje terpėje. Galima neatitikimo priežastis – neteisingas izotopo gausos tarpžvaigždinėje terpėje įvertinimas. Stebėjimais nustatyti tokių retų elementų gausą labai sudėtinga, tad remiamasi modeliams. Bet iki šiol modeliai turėjo trūkumą: juose buvo netiksliai atsižvelgiama į vieną galimai svarbų procesą. Šis procesas – talio-205 radioaktyvus skilimas į šviną-205. Tačiau aukščiau rašiau, kad švinas-205 skyla į talį-205. Kaip gali būti, kad vyksta skilimas ir į vieną pusę, ir į kitą? Pasirodo, talio-205 ir švino-205 branduolių energija yra labai panaši, jų skirtumas mažesnis, nei elektronų ryšio energija prie atomų. Tuo atveju, kai abu elementai turi visus savo elektronus, švino-205 energija kiek aukštesnė, tad jis gali virsti taliu-205, išmesdamas elektroninį neutriną; o kai elektronai atplėšti, vyksta priešinga reakcija ir talis-205 virsta švinu-205, išmesdamas elektroną, kuris lieka pririštas prie atomo. Pastarosios sąlygos gali susidaryti esant labai aukštai temperatūrai – pavyzdžiui, senose žvaigždėse, iš kurių ir gaunamas švinas-205. Dabar pirmą kartą pavyko eksperimentiškai nustatyti šio skilimo reakcijos detales. Turint omeny, kad reikėjo pagaminti visiškai jonizuotą radioaktyvų talį-205 ir nukreipti jį į detektorių, kuris galėtų užfiksuoti kelionės metu atsiradusius švino-205 jonus, uždavinys buvo ne iš lengvųjų. Idėja, kaip viską padaryti, pasiūlyta prieš beveik keturis dešimtmečius, bet tik dabar pavyko įveikti visas inžinerines kliūtis. Gautas rezultatas – skilimas vyksta lėčiau, nei manyta iki šiol, bet žvaigždžių gelmių sąlygomis lėtesnis yra ir švino-205 skilimas. Bendras balansas pasislenka švino-205 naudai, tad šio elemento tarpžvaigždinėje terpėje turėtų būti šiek tiek daugiau, nei manyta iki šiol. Naujasis švino-205 gausos įvertinimas – didesnis, nei buvo formuojantis meteoritams, taigi dabar gaunamos Saulės formavimosi trukmės vertės yra prasmingos – teigiamos. Jos siekia nuo nulio iki maždaug 20 milijonų metų. Šie skaičiai neblogai dera su vertinimais, kurie paremti kitų izotopų, pavyzdžiui paladžio-107 ir hafnio-182, gausa. Taigi dabar dar tvirčiau galime teigti, kad Saulės formavimasis užtruko apie 10-20 milijonų metų. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature.

***

Laisvų planetų formavimasis. Vienas iš netikėtų James Webb teleskopo atradimų – kelios dešimtys dvinarių planetinės masės objektų (Jupiter-mass binary objects, JuMBO) Oriono ūke. Iki šiol teoriniai modeliai prognozavo, kad mažiausi objektai, galintys susiformuoti taip, kaip žvaigždės – fragmentuojant dideliam dujų debesiui – yra rudųjų nykštukių masės, taigi bent keliolika kartų masyvesni už Jupiterį. Tuo tarpu JuMBO masės panašios į Jupiterio ar netgi mažesnės. Dar viena keistenybė – atstumai tarp narių kiekvienoje poroje gerokai didesni, nei tipiška rudosioms nykštukėms ar mažoms žvaigždėms. Dabar mokslininkai pasiūlė galimą paaiškinimą tiek JuMBO egzistavimui, tiek jų tarpusavio atstumams. Paaiškinimas remiasi idėja, kad debesies fragmentai vystosi ne izoliuoti, o sąveikauja tarpusavyje. Viena iš sąveikų – spinduliuotė, kuria aplinkinius fragmentus veikia ką tik užgimusios masyvios žvaigždės. Jos formuojasi greičiausiai, tad gali gerokai įkaitinti mažesnius aplinkinius fragmentus. Tyrėjai apskaičiavo, kaip gali vystytis įvairūs fragmentai, veikiami skirtingo stiprumo spinduliuotės. Taip jie nustatė, kad fragmentai, kurie izoliuoti būtų suformavę Saulės masės ar šiek tiek didesnes dvinares žvaigždes, galėjo nugaruoti tiek, kad liko tik planetinės masės centrai. O tokie fragmentai natūraliai susidaro panašiais tarpusavio atstumais, kaip stebimi JuMBO. Efektyviam garinimui reikalingas spinduliuotės intensyvumas, pasiekiamas regione aplink masyvią žvaigždę, kur jonizuojamos pasklidusios vandenilio dujos. Nei vienas JuMBO šiuo metu nėra tokioje aplinkoje, bet galėjo būti praeityje ir nuo susidarymo per kelis milijonus metų numigruoti kitur. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Ypatingai tanki trumpo periodo planeta. Egzoplanetų žinome pačių įvairiausių – nuo milžinių, didesnių už Jupiterį, iki Merkurijaus dydžio mažylių, nuo ypatingai šaltų iki svilinančiai karštų. Dabar atrasta tankiausia trumpo periodo planeta, kurios savybės padės suprasti į Neptūną panašių planetų raidą, patekus arti žvaigždės. Planeta skrieja aplink žvaigždę K2-360 – panašią į Saulę, nutolusią 200 parsekų nuo mūsų, tai palyginus netoli, matuojant Galaktikos masteliu. Planeta buvo aptikta antrosios Keplerio teleskopo misijos metu (iš čia ir žvaigždės katalogo žymėjimas), kai užfiksuoti jos tranzitai žvaigždės disku. Tyrimo autoriai atliko tolesnius sistemos stebėjimus, matuodami žvaigždės judėjimą greičio pokyčius, ir patvirtino šios planetos – K2-360b – egzistavimą bei aptiko tolimesnę kompanionę K2-360c. Planetos b orbitos periodas tėra 0,88 paros, spindulys siekia 1,6 Žemės spindulio, o masė mūsų planetos masę viršija 7,7 karto. Taigi planetos tankis apie du kartus didesnis nei Žemės ir panašus į švino. Tai didžiausias tankis tarp visų ultra-trumpo periodo planetų. Iš kitos pusės, sprendžiant pagal žvaigždės cheminę sudėtį, planeta turėtų būti chemiškai panaši į Žemę, kitaip tariant, jos sandaroje dominuoja silikatinės uolienos, o ne metalai. Įprastai, jei turime dvi vienodos sudėties planetas, masyvesnė bus ir tankesnė, nes jos gravitacija labiau suspaus medžiagą. Visgi vien šio efekto nepakanka paaiškinti tankio skirtumą. Tyrėjų teigimu, planeta greičiausia praeityje buvo maždaug Neptūno masės – apie 20 kartų masyvesnė už Žemę, – todėl gravitacija sugebėjo suspausti jos branduolį iki dabartinio tankio. Atmigravusi arti žvaigždės, planeta ėmė garuoti, kol galiausiai visa atmosfera pabėgo, tad dabar matome tik išlikusį uolinį branduolį. Toks likimas turėtų laukti visų Neptūno dydžio planetų, priartėjusių prie žvaigždės. Priartėti jai galėjo padėti ir planetos c gravitacija. Tyrimo autoriai sumodeliavo galimą planetų sąveiką ir nustatė, kad planetos c masės – bent 15 Žemės masių – pakanka tam, kad ištemptų mažesnės planetos orbitą į pailgą, o tada jau žvaigždės gravitacija orbitą vėl suapskritimina, tik padaro gerokai mažesnę, nei iš pradžių. Tyrimo rezultatai publikuojami Scientific Reports.

***

TRAPPIST-1 sistema garsi tuo, kad turi net septynias uolines planetas, iš kurių trys skrieja gyvybinėje zonoje. Žvaigždė yra raudonoji nykštukė – daug mažesnė už Saulę, tačiau panašiai aktyvi. Tai reiškia, kad jos planetos skrieja daug arčiau žvaigždės, tačiau jas talžo labai stiprūs žvaigždės vėjai. Pastaruoju metu mokslininkai linksta prie nuomonės, jog raudonosios nykštukės greičiausiai išgarina savo planetų atmosferas, todėl ten ieškoti gyvybės pėdsakų neverta. Bet dabar naujo modelio autoriai teigia, kad viena TRAPPIST-1 sistemos planeta galėtų išlaikyti antrinę atmosferą – t.y., sudarytą ne iš vandenilio ir helio, o iš sunkesnių elementų ir junginių. Apie tai pasakoja Dr. Becky:

***

Besiformuojančios žvaigždės – prožvaigždės – dažnai spjaudosi medžiagos čiurkšlėmis, o nuo jų protoplanetinių diskų pučia vėjai. Čia matome vieną tokį atvejį: nuotraukos centre ryškiai žiba prožvaigždė LDN 1471, o į kairę ir žemyn nuo jos plinta disko vėjas. Tamsesnės dujos aplink yra Persėjo molekulinis debesis, kuriame ir formuojasi žvaigždė; dujų susidūrimas su debesies medžiaga ir priverčia jas švytėti ryškiau. Į šonus nuo žvaigždės matyti ir mažesni netvarkingi ryškesni debesėliai. Tai yra čiurkšlės susidūrimo su debesiu padariniai, vadinamasis Herbig-Haro objektas. Disko vėjas iš tiesų pučia į abi puses, bet matome tik mūsų link artėjančią pusę, nes priešingą slepia dulkės.

***

Daug kartų dalinai ardoma žvaigždė. Kai žvaigždė praskrieja pernelyg arti supermasyvios juodosios skylės, pastarosios gravitacija gali ją suardyti. Žvaigždė tampa plazmos srautu, kurio dalis susisuka aplink juodąją skylę, įkaista ir kurį laiką ryškiai spinduliuoja. Įvyksta potvyninio suardymo žybsnis. Jei žvaigždė tik truputėlį kerta riba, kur juodosios skylės gravitacija tampa stipresnė už pačios žvaigždės, suardymas gali nebūti pilnas – nuplėšiami tik išoriniai žvaigždės sluoksniai. Jeigu žvaigždė skrieja pailga orbita aplink juodąją skylę, kirsti suardymo ribą ji gali kiekvienos orbitos metu. Taip daliniai potvyniniai suardymai gali kartotis. Apskritai potvyniniai suardymai aptinkami nelabai dažnai – atskirai paimtoje galaktikoje toks reiškinys nutinka maždaug kartą per keliasdešimt tūkstančių metų, o žybsnis trunka tik keletą mėnesių. Daliniai suardymai, ypač pasikartojantys – dar retesnis reiškinys. Pastaraisiais metais buvo aptikta keletas tokių, tačiau nebuvo tvirtai aišku, ar tai būtent pasikartojantys suardymai. Nors matomas potvyninio suardymo žybsnis įvyko praėjus neilgam laiko tarpui po ankstesnio, tai galėjo būti ir atsitiktinis sutapimas, kai viena po kitos suardomos dvi žvaigždės. Dabar pirmą kartą pavyko patvirtinti, kad vienas po kito sekę potvyninio suardymo žybsniai tikrai sukelti tos pačios žvaigždės. Pirmasis žybsnis, pažymėtas katalogo numeriu AT 2022dbl, įvyko 2022 metais. Šiemet toje pačioje galaktikoje pastebėtas antras panašus žybsnis. Jie abu buvo matomi tik regimųjų ir ultravioletinių spindulių ruože, be rentgeno, radijo ar infraraudonųjų spindulių komponentų. Būtent tuo pasižymi potvyninio suardymo žybsniai. Abu žybsniai pasižymėjo panašia temperatūra ir evoliucija laike. Visgi aiškiausias požymis, rodantys, kad tai – tos pačios žvaigždės suardymai, atsiskleidė žybsnių spektre. Abiejų žybsniu metu aptikta labai panašaus stiprumo jonizuoto azoto ir helio spinduliuotė, kurią greičiausiai kuria medžiaga, išplėšta iš žvaigždės gelmių. Tikimybė, kad dviejų žvaigždžių gelmės bus tiek panašios, kad sukurtų tokias pačias spektro detales, praktiškai nulinė. Jei žvaigždė pro juodąją skylę tikrai pralekia maždaug kas dvejus metus, sekantis žybsnis turėtų kilti 2026 metais. Taigi visai netrukus bus galima patikrinti šio tyrimo rezultatus. Tada mokslininkai galės pagilinti žinias apie potvyninių suardymų dažnumą ir kitas detales. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal Letters.

***

Paukščių Takas apgraužė Magelano debesį. Didžiausia Paukščių Tako palydovinė galaktika yra Didysis Magelano debesis (LMC). Jos masė siekia apie dešimtadalį mūsiškės. Dabar mokslininkai nustatė, kad lėkdama pro Paukščių Taką, LMC neteko didelės dalies savo dujų halo. Kiekvieną galaktiką supa retų dujų halas, besitęsiantis maždaug tiek pat, kiek ir tamsiosios materijos halas. Norėdami nustatyti, ar taip pat yra ir LMC, mokslininkai atliko 28 tolimų aktyvių galaktikų branduolių stebėjimus. Šie ypatingai ryškūs objektai pasitarnauja kaip puikūs foniniai šviesos šaltiniai. Jų šviesa, eidama pro dujų telkinius, šiek tiek sugeriama, tad išmatavus spektrą, galima nustatyti, kiek ir kokių dujų pasitaikė spinduliuotės kelyje nuo šaltinio iki mūsų. Visų stebėtų šaltinių padėtys yra netoli LMC – tolimiausio šviesa praeina 35 kiloparsekų atstumu nuo galaktikos centro. Palyginimui, paties LMC skersmuo yra apie 10 kiloparsekų, o atstumas nuo mūsų iki šios galaktikos – apie 200 kiloparsekų. Išmatuotuose spektruose jie ieškojo septynių dažnų cheminių elementų, nuo deguonies iki geležies, kuriamos sugerties. Aptiko ją tik tų šaltinių spektre, kurių spinduliuotė praėjo arčiau nei 17 kiloparsekų atstumu nuo LMC centro. Didesniu atstumu sugertis aptikta tik dujų sraute, vadinamame Magelano srautu, kuris atplėštas nuo LMC ir kaimyninio Mažojo Magelano debesies ir driekiasi per pusę dangaus. Kitų panašios masės galaktikų dujų halai tęsiasi bent keletą kartų toliau. Taigi akivaizdu, kad LMC, lėkdama pro Paukščių Tako halą, neteko daug dujų. Šiuo metu mokslininkai diskutuoja, ar Magelano debesys aplink Paukščių Taką skrieja bent kelis milijardus metų, ar čia tik pirmasis jų apsilankymas mūsų kosminėse apylinkėse. Detali dujų halo raidos analizė padės atsakyti į šį klausimą. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Visata pernelyg lygi. Materija iškreipia aplinkinę erdvę ir laiko tėkmę. Šie bendrosios reliatyvumo teorijos rezultatai yra vienas iš pagrindinių modernios fizikos ramsčių. Teorija remiasi ir geriausias dabartinis supratimas apie Visatą – Didžiojo sprogimo teorija bei Lambda-šaltosios tamsiosios materijos paradigma, kuria aiškinamas struktūrų augimas ir vystymasis. Šis paaiškinimas duoda aiškias prognozes, kokio dydžio turėtų būti tipinės materijos sankaupos skirtingo amžiaus Visatoje. Taigi galima apskaičiuoti ir kiek labai jos iškreipia erdvėlaikį, o tada – kiek turėtų pasikeisti tolimesnių galaktikų spinduliuotė, sklindanti pro šias sankaupas iki mūsų. Bendrai erdvėlaikio iškreipimas apibūdinamas vadinamuoju Weylo potencialu. Dabar mokslininkai pirmą kartą išmatavo, kaip Weylo potencialas kito per pastarąją pusę Visatos amžiaus ir nustatė, kad erdvėlaikis vėlyvais laikais iškreiptas mažiau, nei prognozuojama. Analizei jie pasitelkė Tamsiosios energijos apžvalgą (Dark Energy Survey, DES) – projektą, kurio metu stebima daugybės galaktikų šviesa, siekiant nustatyti tiek atstumą iki jų, tiek formos išsikreipimus dėl erdvėlaikio netolygumų. Jie išnagrinėjo 100 milijonų galaktikų duomenis, suskirstytus į keturias grupes pagal atstumą; grupių šviesa iki mūsų keliavo atitinkamai 3,5, 5, 6 ir 7 milijardus metų. Dviejų tolimesnių grupių duomenys gana gerai atitiko Lambda-šaltosios tamsiosios materijos modelio prognozes apie Weylo potencialo vertę. O štai dviejų artimesnių grupių duomenyse pastebėta, kad Weylo potencialo vertė mažesnė, nei tikėtasi. Kitaip tariant, Visatos erdvėlaikis buvo iškreiptas mažiau, o tai reiškia, kad tipinės materijos sankaupos buvo ne tokios masyvios ir glaudžios, kaip prognozuojama. Neatitikimai tarp duomenų ir teorinių prognozių nėra neginčijami: egzistuoja maždaug 0,2-2% tikimybė, kad jie tėra atsitiktinių variacijų pasekmė. Įprastai fizikoje „tikrais“ laikomi rezultatai, kuriems analogiška tikimybė neviršija 0,14%, o štai dalelių fizikoje naujų dalelių atradimai pripažįstami, sumažinus atsitiktinumo tikimybę iki maždaug vieno iš 1,7 milijono. Padidinus analizuojamų duomenų kiekį turėtų paaiškėti, ar neatitikimas yra tikras, ar visgi tik fliuktuacija. Įdomu, kad laikotarpis, kai duomenys ima prastai atitikti teorinę prognozę, panašus į laiką, kai Visatos plėtimasis ėmė greitėti. Taigi gali būti, kad abu reiškinius lėmė tas pats efektas – pavyzdžiui, galbūt gravitacija dideliais masteliais veikia kitaip (silpniau), nei prognozuoja bendroji reliatyvumo teorija. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Communications.

***

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

Laiqualasse