Dvinarės žvaigždės – greičiau taisyklė nei išimtis, tad su jomis susiję atradimai astronomijoje kasdienybė. Visgi praeitos savaitės naujienose randame porą netikėtų dvinarių žvaigždžių. Viena jų – ekstremalaus masių santykio kontaktinė dvinarė: dvi žvaigždės liečiasi paviršiais, o vienos jų masė net 28 kartus didesnė, nei kitos. Kita pora – maža žvaigždė ir baltoji nykštukė – greičiausiai atsakinga už maždaug trijų valandų periodo pasikartojančius radijo žybsnius. Dar turime naujieną apie dvinarius objektus Kuiperio žiede – pasirodo, jie greičiausiai ne tokie seni, kaip buvo manyta. Kitose naujienose – rūko sūkuriai prie Jupiterio ašigalių, masyvus karštas egzoneptūnas ir dujų baterijos jaunoje Visatoje. Gero skaitymo!

***

Milžiniški rūko sūkuriai Jupiteryje. Jupiterio ašigalius dengia nuolatinė migla. Tačiau ji nėra visą laiką vienoda – kartkartėmis ten atsiranda ir pranyksta tamsesni ovalai. Tiesa, jie matomi tik ultravioletinių spindulių ruože, o tamsumas reiškia, kad jie sugeria daugiau UV spindulių, nei likęs rūkas. Dabar mokslininkai pirmą kartą nuodugniai išnagrinėjo ovalų atsiradimą ir savybes ir nustatė, kad juos sukuria planetos magnetinio lauko ir atmosferos sąveika. Pasitelkę 26 Jupiterio nuotraukas, darytas Hubble teleskopu tarp 1994 ir 2022 metų, tyrėjai tamsius ovalus arti pietų ašigalio aptiko pusėje jų, o šiaurinėje pusėje – tik kas aštuntoje. Ovalai yra anticiklonai, t.y. jų viduryje slėgis aukštas, ir sukasi greičiau, nei aplinkinė migla. Tamsūs jie gali būti dėl dviejų priežasčių: arba juose miglos koncentracija 20-50 kartų aukštesnė, nei aplink, arba migla ten pakilusi daug aukščiau, nei aplinkui. Ovalai visą laiką išlieka tose platumose, kur formuojasi ir pašvaistės, t.y. ten, kur Jupiterio magnetosfera kerta atmosferą. Tai leidžia spręsti, kad ir ovalus sukuria magnetinio lauko sąveika su atmosfera. Magnetinis laukas, sąveikaudamas su aukščiau esančia planetos jonosfera, sukelia trintį, kuri įkaitina atmosferą ir paskatina jos sukimąsi. Toks paaiškinimas gerai dera ir su anksčiau aptiktu reiškiniu, kad ovalai yra šiltesni infraraudonųjų spindulių ruože, t.y. tose vietose atmosfera lokaliai šildoma. Šie atradimai padės geriau suprasti planetų magnetosferų ir atmosferų sąveiką, o tai, savo ruožtu, leis geriau prognozuoti magnetinius reiškinius ir Žemės atmosferoje. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Astronomy.

***

Plačių Kuiperio dvinarių kilmė. Kuiperio žiedą Saulės sistemos pakraštyje sudaro gausybė uolinių kūnų, nuo tokių didelių, kaip Plutonas ar Eridė, iki visai mažyčių. Maždaug trečdalis jų yra dvinariai, o kai kurie iš jų – ypatingai platūs: šimto kilometrų ar mažesnius narius skiria dešimčių tūkstančių kilometrų tarpai. Tokias poras jungianti gravitacija – labai silpna, taigi ir suirti tokiai dvinarei labai lengva. Tuo tarpu dviem palaidiems objektams sukibti į dvinarę – dar menkiau tikėtinas scenarijus, taigi egzistuojančios dvinarės sistemos turi būti labai senos. Įprastai manoma, kad jos atsirado dar formuojantis Saulės sistemai, nes daugiausiai jų randama vadinamajame „šaltajame“, arba „klasikiniame“ žiede, kurį sudarantys kūnai greičiausiai nemigravo niekur toli nuo atsiradimo orbitų. Bet dabar mokslininkai nustatė, kad ir šaltojo žiedo dvinarius objektus galėjo paveikti planetų migracija, o plačiosios dvinarės greičiausiai yra bent keliasdešimt milijonų metų jaunesnės, nei Saulės sistema. Tyrėjai sumodeliavo, kaip Neptūno migracija nuo gimimo vietos iki šiandieninės, maždaug ketvirtadaliu platesnės, orbitos galėjo paveikti mažųjų Saulės sistemos pakraščių kūnų orbitas ir kaip paveiktieji kūnai, savo ruožtu, galėjo paveikti dvinarius objektus dar toliau. Daugybė mažųjų kūnų, kurie pasipainiojo Neptūno migracijos kelyje, buvo išmesti iš Saulės sistemos, tačiau nuo pradinės perturbacijos iki galutinio pabėgimo galėjo praeiti net keli milijonai metų. Didelę dalį šio laiko tie kūnai lakstė pailgomis orbitomis, kirsdami Kuiperio žiedą, tad galėjo artimai prasilenkti ir su ten esančiais dvinariais objektais. Tyrimo autorių teigimu, prasilenkimų buvo pakankamai daug, kad didžioji dalis pirmykščių plačių dvinarių objektų turėjo subyrėti. Tuo tarpu kai kurios glaudesnės poros galėjo prasiplėsti iki plačių orbitų, kurias išlaikė iki šių dienų. Šis atradimas svarbus ir bendram supratimui apie Saulės sistemos formavimąsi. Jei plačiosios dvinarės yra pirmykštės, t.y. susiformavo kartu su Saulės sistema, jų išlikimas gerokai apriboja galimas perturbacijas dėl planetų migracijos, taigi ir galimas migracijos istorijas. Tuo tarpu pagal naujuosius rezultatus perturbacijos galėjo būti daug stipresnės. Geresnės žinios apie mūsų sistemos praeitį padės geriau suprasti ir egzoplanetų sistemų formavimąsi bei ankstyvąją evoliuciją. Nors aptikti Kuiperio žiedus, o ypač dvinarius objektus juose, už Saulės sistemos ribų dar toli gražu ne mūsų jėgoms, ateityje sugebėsime padaryti ir tą. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Astronomy.

***

Aptiktas karštas neptūnas. Egzoplanetų žinome pačių įvairiausių – didesnių už Žemę uolinių, karštų Jupiterio masės ir didesnių planetų, ir dar gausybę kitokių. Vienos jų dažnesnės už kitas, o štai vienas tipas, vadinamas karštaisiais neptūnais, yra ypatingai retas. Taip vadinamos planetos, mase prilygstančios Neptūnui, t.y. apie 20 kartų masyvesnės už Žemę, kurios skrieja labai arti savo žvaigždžių. Mažesnių – iki dešimties Žemės masių, uolinių planetų, arti žvaigždžių randame nemažai. Taip pat daug randame ir karštųjų jupiterių – artimų žvaigždėms planetų, kurių masės viršija šimtą Žemės masių. Manoma, kad tarpinės masės planetų beveik nerandame todėl, kad tokiomis sąlygomis jos ilgai neišgyvena: stipri žvaigždės spinduliuotė išpučia atmosferą, o gravitacija ją nutempia šalin, kol iš planetos lieka tik uolinis branduolys. Karštųjų neptūnų retumas daro kiekvieną naujai atrastą tokią planetą labai vertingą. Dabar pranešta apie vos ketvirto, ir masyviausio, karštojo neptūno atradimą. Planeta TOI-3261b aplink savo žvaigždę apskrieja per kiek daugiau nei 21 valandą. Pati žvaigždė truputį mažesnė už Saulę, nuo mūsų sistemą skiria 300 parsekų. Planetos spindulys viršija 3,8 Žemės spindulio, o masė – 30 Žemės masių. Tai dvigubai daugiau, nei tipinės į Neptūną panašios egzoplanetos, ir beveik dvigubai daugiau, nei paties Neptūno masė. Apskaičiuotas planetos tankis dvigubai viršija Neptūno; tai rodo, kad ji neteko didelės dalies lengvųjų elementų, kurie sudarė didžiąją dalį pradinės atmosferos. Kitaip tariant, ši planeta greičiausiai pradėjo gyvenimą netgi ne kaip Neptūno dydžio kūnas, o kaip dujinė milžinė, galimai panašesnė į Saturną. Tokio dydžio planetos neturėtų prarasti atmosferos net ir būdamos labai arti žvaigždės, bet TOI-3261b matomai nepasisekė. Artimiausiu metu tyrėjai tikisi atlikti planetos stebėjimus James Webb kosminiu teleskopu ir taip nustatyti jos atmosferos sudėtį ir kitas savybes. Kitos karštos Neptūno dydžio planetos irgi laukia analogiškų stebėjimų, kurie padės suprasti, kaip jos vystosi, patekusios į artimas žvaigždės prieigas. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astronomical Journal.

***

Egzoplanetų tranzitai beveik niekada nesikartoja visai periodiškai – kartais tarpas tarp dviejų tranzitų yra trumpesnis, kartais – ilgesnis. Šie svyravimai vadinami tranzitų laiko variacijomis (angl. Transit timing variations, TTV). Manoma, kad juos sukelia kitos, neaptiktos, planetos stebimųjų kaimynystėje, bet iš tiesų situacija sudėtingesnė. Apie ją, kaip ir apie naujus proveržius šioje srityje, pasakoja Cool Worlds:

***

Kontaktinė dvinarė su mažiausia porininke. Kai kurios dvinarės žvaigždės yra kontaktinės – žvaigždės skrieja taip arti viena kitos, kad jų paviršiai susiliečia. Manoma, kad jos susidaro, kai platesnėje dvinarėje žvaigždes ima stabdyti tarpusavio magnetinė sąveika arba sąveika su trečia žvaigžde sistemoje. Susilietusios žvaigždės apsikeičia medžiaga ir abi įkaista iki panašios temperatūros, net jei jų masė gerokai skiriasi. Teoriniai modeliai teigia, kad masės santykis gali būti gana didelis, bet visgi turi maksimalią vertę: didesnioji žvaigždė negali būti daugiau nei 25-26 kartus masyvesnė už porininkę. Bet dabar atrasta kontaktinė dvinarė, kurios narių masių santykis viršija šią ribą. TYC 3801-1529-1 žinoma jau seniai, o prieš ketverius metus nustatyta, jog ji yra kontaktinė dvinarė. Tuo metu buvo padaryta išvada, kad sistemos narių masių santykis ekstremalus, bet tikslios vertės nustatyti nepavyko. Naujojo tyrimo autoriai atliko daugiau stebėjimų, kurių metu labai tiksliai matavo žvaigždės šviesio pokyčius bei judėjimo greitį. Taip jiems pavyko patikslinti sistemos narių mases. Masyvesnė pasirodė esanti beveik 2,1 karto masyvesnė už Saulę, o mažesnioji – vos 0,075 Saulės masių. Tokios masės greičiausiai net nepakanka, kad žvaigždė, jei būtų izoliuota, galėtų vykdyti termobranduolines reakcijas. Visgi greičiausiai jos masė tokia maža yra dėl praradimo – mažesnioji žvaigždė didesnei atiduoda dalį savo medžiagos. Tokią interpretaciją patvirtina ir tai, kad per 16 metų, panašu, sistemos periodas truputį pailgėjo – vidutiniškai keliomis šimtosiomis sekundės dalimis per metus. Taip irgi nutinka būtent tada, kai mažesnės masės žvaigždė atiduoda medžiagą masyvesnei kompanionei. Jau dabar žvaigždžių masės santykis yra 28 – didesnis už numanomą kritinę ribą. Taigi sistema turėtų būti nestabili – per astronomiškai trumpą laiko tarpą (gerokai trumpiau, nei žvaigždžių gyvavimo trukmė, galbūt kelis milijonus metų) žvaigždės susijungs į vieną ir sužibs kaip nova. Deja, tiksliau prognozuoti šio proceso kol kas nemokame, taigi tiksliau pasakyti, kada galima laukti žybsnio, negalime. Bet naujieji rezultatai padės suprasti, kaip tokios glaudžios dvinarės sąveikauja tarpusavyje ir evoliucionuoja, tad laikui bėgant ir prognozuoti sistemų raidą galėsime vis geriau. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Labai nemetalinga supernova. Kiekviena žvaigždė, kurios masė tik gimus viršija aštuonias Saulės mases, gyvenimą baigia supernovos sprogimu. Dauguma tokių sprogimų yra branduolio kolapso supernovos – žvaigždės centre termobranduolinės reakcijos suformuoja geležį, o tolesnės reakcijos nebe išskiria energiją, o ją suvartoja. Netekęs energijos šaltinio branduolys ima staigiai trauktis – kolapsuoti, – o kolapso metu išskiriama energija ištaško išorinius žvaigždės sluoksnius į gabalus. Kolapso ir sprogimo detalės labai priklauso nuo žvaigždės cheminės sudėties. Teoriniai modeliai prognozuoja, kad pirmykštėje Visatoje, kur už helį sunkesnių elementų – metalų – buvo labai nedaug, supernovų sprogimai galėjo gerokai skirtis nuo dabartinių. Bet detaliai tyrinėti supernovų sprogimus labai tolimose galaktikose neįmanoma, nes negalime jų išskirti net geriausiais teleskopais, tad matome tik galaktikos paryškėjimą, įvykus sprogimui. Laimei, nemetalingų terpių pasitaiko ir aplinkinėje Visatoje. Dabar aptikta labiausiai nemetalinga supernova. Sprogimas SN 2023ufx aptiktas pernai, jis įvyko mažos galaktikos pakraštyje. Mažos galaktikos paprastai turi mažiau metalų, nei didelės; tai yra ir šiuo atveju – galaktikos metalingumas tesiekia apie dešimtadalį Saulės. Maksimalus supernovos šviesis gana aukštas, apie šimtą kartų didesnis nei visų jos galaktikos žvaigždžių, ir panašus į kitų aplinkinių branduolio kolapso supernovų. O štai sprogimo raida i – gerokai greitesnė, nei kitų supernovų. Įprastai jos, pasiekusios maksimalų šviesį, apie mėnesį blėsta, tada porą mėnesių šviesis išlieka beveik pastovus, o tada vėl ima blėsti, tik jau sparčiau. Iš viso šie du etapai užima apie 100 parų. Tuo tarpu SN 2023ufx pirmasis etapas buvo panašios trukmės, o antrasis truko vos apie 20 parų, taigi spartus blėsimas prasidėjo vos 40 parų po maksimumo. Jau 55 paros po maksimumo supernovos liekana tapo permatoma – šis laikotarpis irgi gerokai mažesnis nei kitų. Tai rodo, kad aplink sprogusią žvaigždę buvo palyginus nedaug medžiagos, išmestos ankstesniais raidos etapais. To ir galima būtų tikėtis: kuo mažesnis žvaigždės metalingumas, tuo silpnesni jos vėjai, nes metalai padeda sugerti gelmių spinduliuotę ir lengviau pabėga iš žvaigždės. Silpnesnis vėjas reiškia mažiau prarastos medžiagos. Vėlesnio laikotarpio – maždaug pusmečio po sprogimo – spektre išryškėjo išskirtinai greitai, daugiau nei 10 tūkstančių km/s, judančių dujų požymiai. Tokios sparčios tėkmės siejamos su greitai besisukančiomis žvaigždėmis, o šios dažniau randamos būtent mažo metalingumo galaktikose. Ryšys tarp sukimosi ir metalingumo greičiausiai atsiranda dėl magnetizmo: daugiau metalų sąlygoja stipresnį dinamo efektą ir stipresnį magnetinį lauką, o šis lėtina žvaigždės sukimąsi. SN 2023ufx yra vos antra supernova, aptikta galaktikoje, kurios metalingumas apie dešimt kartų mažesnis, nei Saulės. Abi jos vystėsi gerokai kitaip, nei „standartinės“ branduolio kolapso supernovos. Taigi tikėtina, kad supernovos jaunoje Visatoje, kur metalingumas dar žemesnis, irgi vystėsi gerokai kitaip. Šie atradimai leis patobulinti tokių supernovų modelius, o tai svarbu siekiant suprasti ir galaktikų raidą, mat supernovos jas praturtina cheminiais elementais, sustiprina dujų sūkuriavimą ir gali išmesti dalį dujų iš galaktikos, taip reguliuodamos žvaigždžių formavimosi procesą. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal.

***

Lėtai periodiškas radijo šaltinis. Radijo spinduliuotę dažniausiai kelia įvairūs magnetiniai reiškiniai, pavyzdžiui elektringų dalelių judėjimas magnetiniame lauke. Trumpalaikiai spinduliuotės pokyčiai dažniausiai susiję su ekstremaliais reiškiniais ir milžiniškomis energijomis. Pavyzdžiui, sekundžių trukmės radijo žybsniai atskleidė mums pulsarus, o pastaraisiais metais – greituosius radijo žybsnius, o mėnesių trukmės – gama spindulių žybsnius. Tarpiniai, minučių-valandų trukmės, laiko intervalai ištirti gerokai mažiau, tačiau pastaraisiais metais aptinkama ir tokios trukmės žybsnių. Jie dažniausiai atsikartoja periodiškai, todėl vadinami ilgo periodo trumpalaikiais radijo šaltiniais (long period radio transient, LPT). Dabar mokslininkai aptiko kol kas ilgiausio periodo LPT ir netgi greičiausiai nustatė jo šaltinį. Nagrinėdami archyvinius duomenis, surinktus Murchison plataus lauko masyvu Australijoje, tyrėjai aptiko pasikartojantį signalą, kuris kas beveik tris valandas sužibdavo 30-60 sekundžių. Kito radijo teleskopo MeerKAT stebėjimai atskleidė, kad žybsniai stipriai poliarizuoti – didelė dalis bangų svyruoja ta pačia kryptimi, – o šviesis žybsnio metu nuolat svyruoja. Tokios savybės primena pulsarų žybsnius tik, žinoma, gerokai skiriasi trukmė. Regimųjų spindulių nuotraukose šaltinio padėtis sutampa su maža žvaigžde toli nuo Galaktikos disko, maždaug už pusantro kiloparseko nuo mūsų. Pati viena tokia žvaigždė niekaip negalėtų sukurti radijo žybsnių, taigi greičiausiai ji skrieja poroje su kita – turbūt baltąja nykštuke. Kol kas tikslus mechanizmas, keliantis radijo žybsnius, nenustatytas, bet dabar astronomai bent jau turi aišku taikinį, kuriame ieškoti žinių apie jį. Tuo tarpu šio tyrimo autoriai ketina toliau analizuoti archyvinius Murchison ir MeerKAT duomenis ir juose ieškoti daugiau LPT šaltinių, kurie padės įminti šią, vieną naujausių, astronominę mįslę. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal Letters.

***

Pulsarai mirga labiau nei tikėtasi. Pulsarai yra ypatingai greitai besisukančios neutroninės žvaigždės – masyvių žvaigždžių pomirtinės liekanos. Jie ne tik greitai sukasi, bet ir turi stiprų magnetinį lauką. Spinduliuotė, kylanti daugiausiai dėl magnetinių efektų, sklinda išilgai magnetinės ašies, kuri nesutampa su sukimosi ašimi. Taigi pulsaras tampa tarsi švyturiu, kurio šviesa sklinda dviem besisukančiais kūgiais. Jei vienas iš jų kartais atsisuka į Žemę, matome periodiškus žybsnius – iš čia ir pavadinimas. Pulsarų žybsniai yra tokie reguliarūs, kad juos galima naudoti kaip laikrodžius, o nedideli nukrypimai nuo reguliarumo naudojami siekiant įvertinti erdvės iškraipymus, kuriuos sukelia gravitacinės bangos. Bet jos – ne vienintelis netolygumų šaltinis. Jonizuotos dujos tarpžvaigždinėje erdvėje iškraipo radijo bangas ir taip pat gali sukelti pulsarų signalų netolygumus. Dabar pristatyta išsamiausia tokių iškraipymų analizė. Tyrėjai pasitelkė archyvinius 23 pulsarų radijo stebėjimus, atliktus Arecibo teleskopu, ir įvertino jų mirgėjimą. Jį aprašyti galima kaip tipinius laiko tarpus ir dažnio intervalus, kuriuose matomi trumpi spinduliuotės paryškėjimai, kai pro jonizuotas dujas einančios bangos interferuoja tarpusavyje. Aptikti 38 žybsniai, kurių trukmės ir dažnio pločiai pasirodė didesni, nei prognozuoja Galaktikos tarpžvaigždinės medžiagos modeliai. Tai reiškia, kad ankstesni vertinimai, kiek pulsarų spinduliuotę iškraipo gravitacinės bangos, gali būti kiek per dideli. Tais atvejais, kai pulsare aptikta keletas žybsnių, jų savybės dažniausiai skyrėsi keletą kartų. Tai rodo, kad tarpžvaigždinės terpės savybės pastebimai kinta vos kelių metų laikotarpiu. Artimiausiu metu tyrėjai ketina išplėsti analizę daugeliui kitų pulsarų – jų šiuo metu žinoma virš trijų tūkstančių. Tai padės ir pagerinti gravitacinių bangų signalų analizę, ir pagilinti žinias apie tarpžvaigždinės medžiagos savybes. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal.

***

Andromedos galaktika – artimiausia didelė Paukščių Tako kaimynė – nuo seno masina astronomus, tiek profesionalus, tiek mėgėjus. Štai čia matome neseniai darytą palyginus jauno žvaigždžių spiečiaus Andromedos disko pakraštyje nuotrauką. Jaunasis spiečius nuotraukos centre švyti mėlynai, apsuptas tamsesnių dulkių debesų ir gijų. Spiečiaus skersmuo – apie 1,3 kiloparseko, gerokai daugiau, nei panašių spiečių Paukščių Take, tačiau panašiai, kaip milžiniškų žvaigždėdaros regionų keliose kaimyninėse galaktikose.

***

Nykštukinių galaktikų linija. Galaktikos Visatoje linkusios telktis į grupes ir spiečius. Paprastai masyviausia grupės galaktika būna didesnė net už Paukščių Taką. Visgi Visatos struktūrų formavimosi teorija, vadinama LambdaCDM, prognozuoja, kad turėtų egzistuoti ir iš mažesnių galaktikų sudarytos grupės. Keletas tokių yra žinoma, o dabar atrasta dar viena, su keliomis netikėtomis savybėmis. Vardo neturinti penkių mažų galaktikų grupė išsidėsčiusi palyginus netoli nuo mūsų – už 43 megaparsekų. Palyginimui, iki Andromedos galaktikos yra 0,8 megaparseko, o artimiausias mums Mergelės galaktikų spiečius prasideda už maždaug 15 megaparsekų. Naujai atrastų galaktikų žvaigždžių masė siekia nuo maždaug 15 iki beveik 300 milijonų Saulės masių; net ir didžiausioji šiuo atžvilgiu yra dvigubai mažesnė už Mažąjį Magelano debesį, o už Paukščių Taką – apie 500 kartų. Visos galaktikos turi nemažai dujų ir palyginus sparčiai formuoja žvaigždes. Tai nėra ypatingai netikėta, nes nykštukinės galaktikos aplinkinėje Visatoje dažnai gausios dujų. Netikėtas yra galaktikų išsidėstymas erdvėje: visos jos išsirikiavusios praktiškai vienoje linijoje. Be to, trys iš penkių galaktikų sukasi ta pačia kryptimi, o kitos dvi šiek tiek sąveikauja tarpusavyje. Tokia konfigūracija – labai neįprasta; normaliai tikėtumėmės, kad galaktikos bus išsidėsčiusios daugmaž ratu. Ji gali būti atsitiktinė, ypač jei šios penkios galaktikos yra tik ledkalnio viršūnė, o grupėje dar yra ir daugiau, mažesnių ir lėčiau žvaigždes formuojančių, narių. Iš kitos pusės, tai gali būti požymis, kad grupė tik pradeda formuotis. Geriau supratę šios, ir kitų panašių nykštukinių galaktikų grupių, savybes ir raidą mokslininkai galės dar vienu būdu patikrinti Visatos struktūrų formavimosi modelius. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal Letters.

***

Tarpgalaktinių gijų savybės. Didžioji dalis įprastos, arba barioninės, medžiagos Visatoje yra ne galaktikose, o tarp jų. Ji sudaro tarpgalaktines gijas, vadinamas kosminiu voratinkliu. Gijų egzistavimas neabejotinai patvirtintas tik prieš mažiau nei dešimtmetį, o dabar pristatyti didžiulio jų spinduliuotės stebėjimų projekto rezultatai. Stebėjimai atlikti prieš trejus metus rentgeno spindulių teleskopu eRosita. Aptikta tūkstančiai gijų, kurių dauguma – 20-30 megaparsekų ilgio. Palyginimui, Paukščių Taką nuo Andromedos skiria mažiau nei megaparsekas, o artimiausio mums Mergelės galaktikų spiečiaus skersmuo yra apie pustrečio megaparseko. Nors ir labai ilgos, gijos yra blausios, tad atskirti jų spinduliuotę nuo galaktikų ir jų spiečių – sudėtinga. Bet įmanoma, ir pritaikę įvairius statistinius metodus tyrėjai tą sėkmingai padarė. Sudėję gijų nuotraukas vieną ant kitos ir taip susumavę jų spinduliuotę, jie galėjo ne tik aptikti jų egzistavimą, bet ir nustatyti tipines savybes. Gauta tankio vertė – maždaug 76 kartus didesnė, nei vidutinis medžiagos tankis Visatoje. Tuo tarpu galaktikose šis tankis yra apie šimtą tūkstančių kartų didesnis už Visatos vidurkį. Gautoji vertė gerai atitinka skaitmeninių struktūros formavimosi modelių prognozes. O štai apskaičiuota temperatūros vertė – apie septynis milijonus laipsnių – yra kiek aukštesnė, nei tipiškai randama modeliuose. Tai gali būti ir modelių klaida, ir dabartinės analizės trūkumas, mat analizuojant buvo daroma prielaida, kad gijose dujų temperatūra yra maždaug vienoda. Jei skirtingose gijų vietose ar skirtingo ilgio gijose dujų temperatūra skiriasi, ji gali būti ir žemesnė. Bet kuriuo atveju šie rezultatai padeda suprasti, kaip iš tiesų atrodo kosminis voratinklis, ir prideda pasitikėjimo skaitmeniniais modeliais, kuriais aiškinamas galaktikų ir kitų didelių Visatos struktūrų formavimasis bei raida. Tyrimo rezultatai publikuojami Astronomy & Astrophysics. 

***

Dulkių baterijos jaunoje Visatoje. Praktiškai visą Visatos medžiagą kerta magnetinis laukas – dažniausiai gerokai silpnesnis, nei Žemės, kartais kaip tik daug stipresnis. Iš kur jis atsirado? Įvairūs teoriniai modeliai gali nesunkiai paaiškinti, kaip magnetinis laukas sustiprėja iki dabartinių verčių nuo nykstamai mažų, tačiau nepaaiškina tų pirminių silpnų laukų kilmės. Dabar grupė mokslininkų teigia radę paaiškinimą – pirmuosius magnetinius laukus sukūrė dulkių judėjimas, kurį galima palyginti su milžiniškomis baterijomis aplink jaunas galaktikas. Tarpžvaigždinės dulkės susideda daugiausiai iš anglies ir silikatų. Pirmykštėje Visatoje šių elementų nebuvo – ją sudarė tik vandenilis, helis ir truputis ličio. Visgi dulkių randama ir labai tolimose galaktikose, kurias matome tokias, kokios jos buvo Visatai esant vos kelių šimtų milijonų metų amžiaus. Taigi jau pirmųjų žvaigždžių sprogimai į aplinką paskleidė pakankamai dulkes formuojančių elementų. Naujojo tyrimo autoriai atkreipė dėmesį, kad jaunų žvaigždžių bei aktyvių galaktikų branduolių spinduliuotė lengvai galėjo jonizuoti dalį dulkių, o spinduliuotės slėgis – nustumti jas tolyn. Jonizuotos medžiagos judėjimas – tai krūvio judėjimas, kitaip tariant – elektros srovė. O tekanti elektros srovė visada kuria magnetinį lauką. Priklausomai nuo spinduliuotės šaltinio, susidarančios elektros grandinės dydis gali svyruoti nuo planetinės sistemos iki didesnės už galaktiką. Be to, šis procesas efektyvus tiek karštose, tiek šaltose terpėse – svarbu, kad jose išliktų bent dalis dulkių. Procesui užtenka visai nedaug dulkių – jis veikia net tada, kai už helį sunkesnių cheminių elementų dalis yra šimtą tūkstančių kartų mažesnė, nei Saulėje. Susidarantys magnetiniai laukai gana silpni – apie šimtą tūkstančių kartų silpnesni, nei Saulės ar Žemės, – bet to visiškai pakanka, kad kiti, gerai žinomi ir ištirti, procesai turėtų ką sustiprinti iki šiandieninių verčių. Viena įdomi šio modelio išvada – pačios pirmosios žvaigždės formavosi visiškai neįmagnetintoje terpėje. Ankstyviausių galaktikų stebėjimai padės patikrinti, ar magnetiniai laukai tikrai galėjo užimti tada, kai Visatoje atsirado dulkės. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

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

Laiqualasse