Astronomijoje, atrodytų, viskas vyksta labai lėtai, o gyvuoja – labai ilgai. Palyginus su žmonių gyvenimais, dažniausiai taip ir yra. Bet lyginant reiškinius tarpusavyje, netruksime pastebėti, jog vieni tikrai greitesni ar trumpesni už kitus. O tada galime pradėti gilintis ir į detales – pavyzdžiui, Mėnulio amžių, kuris ilgą laiką buvo neaiškus, o dabar dviejų verčių nesantaika, regis, išspręsta. Arba į Saturno žiedus, kurie jau ne vienus metus laikomi trumpaamžiais, bet, panašu, visgi gali būti tokie pat seni, kaip pati planeta. Ar protoplanetinius diskus, kurie ilgiau gyvena aplinkoje su mažiau cheminių elementų, sunkesnių už helį. Ar netgi žvaigždes, kurios kartais gali susijungti ir taip atjaunėti. Kitose naujienose – Mėnulio magnetinio lauko nykimas, Transneptūninių objektų spektrų įvairovė ir baltųjų nykštukių dydžio bei temperatūros ryšys. Gero skaitymo ir gražių Kūčių bei Kalėdų!
***
Mėnulis – truputį senesnis. Netrukus po to, kai susiformavo Žemė, į ją atsitrenkė maždaug Marso dydžio kūnas, vadinamas Tėja. Vienas iš susidūrimo padarinių – Mėnulis, kuris susiformavo iš Žemės medžiagos, išmestos į orbitą. Iš pradžių Mėnulis skriejo daug arčiau Žemės, bet laikui bėgant nutolo. Kada visa tai prasidėjo? Atsakymą – t.y. tikslų Mėnulio amžių – nustatyti padeda radioaktyvus datavimas. Įvairiose Mėnulio uolienose randama radioaktyvių elementų ir jų skilimo bei dalijimosi produktų; išmatavus jų kiekių santykius bei žinant dalijimosi spartą, galima apskaičiuoti, kaip seniai mineralas susiformavo. Tačiau rezultatai, gaunami analizuojant skirtingas uolienas, gerokai skyrėsi: dauguma rodė, kad Mėnulio amžius yra 4,35 milijardo metų, tačiau kai kurie cirkonai (cirkonio oksido kristalai) yra 4,51 milijardo metų senumo. 160 milijonų metų skirtumas gerokai viršija radioaktyvaus datavimo paklaidas. Dabar mokslininkai pasiūlė išaiškinimą: didžioji dalis Mėnulio paviršiaus prieš 4,35 milijardo metų išsilydė. Tam, aišku, reikėjo milžiniško kiekio energijos. Tyrėjų teigimu, ją Mėnuliui suteikė Žemės ir Saulės gravitacija. Kaip tik tuo metu – keliasdešimt milijonų metų po susidarymo – Mėnulis nutolo iki maždaug 120 tūkstančių kilometrų, apie trečdalį dabartinio atstumo. Tuo metu Saulės ir Žemės gravitacija ištempė Mėnulio orbitą į pailgesnę, nei ankstesniais ir vėlesniais laikais. Pailga orbita reiškia, kad Žemės trauka, veikianti Mėnulį, labai keitėsi kiekvienos orbitos metu – palydovas buvo tampomas ir gniuždomas. Tyrimo autorių teigimu, šis procesas Mėnulio plutai suteikė papildomus 3-30 vatų energijos į kiekvieną kvadratinį metrą. Palyginimui, šiandieninė iš Žemės gelmių sklindanti energija siekia apie 100 milivatų kvadratiniam metrui, bet net ir prieš puspenkto milijardo metų neviršijo 250 milivatų. Mėnulio gaunamos energijos visiškai galėjo pakakti plutos ir mantijos uolienoms išlydyti. Greičiausiai visa pluta nebuvo išsilydžiusi vienu metu, tačiau per kelis ar keliolika milijonų metų visi paviršiaus regionai išsilydė bent kartą. Išsilydę mineralai susimaišė su aplinkine medžiaga ir radioaktyvus „laikrodis“ pranyko, o iš naujo tiksėti pradėjo tik jiems vėl sustingus. Tuo tarpu kai kurie cirkonai – labai karščiui atsparūs mineralai – išliko kieti per visą šį laikotarpį, todėl jų laikrodis datuoja Mėnulio atsiradimą. Šis scenarijus paaiškina dar vieną Mėnulio įdomybę – kodėl palydovo plutoje ir mantijoje randame gerokai mažiau sunkių elementų, nei Žemės. Jei Mėnulio uolienos buvo išsilydžiusios po susiformavimo, šie elementai galėjo palyginus lengvai nuskęsti gilyn į branduolį. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature.
***
Mėnulio magnetizmas išliko ilgiau. Šiandien Mėnulis neturi nuosavo globalaus magnetinio lauko. Visgi praeityje buvo kitaip – įvairiose uolienose randama įmagnetintų mineralų, kurie rodo, kad jaunystėje Mėnulio magnetinis laukas buvo panašiai stiprus, kaip Žemės. Vėliau jis silpnėjo ir išnyko, bet kaip šis procesas vyko, toli gražu neaišku. Iki šiol nagrinėti mėginiai suteikia informacijos apie lauko silpnėjimą iki trijų milijardų metų praeities ir apie išnykusį bendrą magnetinį lauką prieš du ir mažiau milijardų metų. Be to, šie duomenys apima tik artimąją Mėnulio pusę. Dabar pirmą kartą gauti rezultatai iš tolimosios Mėnulio pusės ir iš 2,8 milijardo metų praeities. Jie gauti iš Chang’e-6 misijos pargabentų mėginių – pirmųjų tolimosios Mėnulio pusės uolienų, parskraidintų į Žemę. 2,8 milijardo metų amžiaus uolienos pasirodė susiformavusios magnetiniame lauke, kurio stiprumas siekė 5-21 mikroteslą. Palyginimui, Žemės magnetinio lauko stiprumas yra apie 50 mikroteslų, o šiandieninis Mėnulio magnetinio lauko stipris matuojamas dešimtimis nanoteslų. 3,1 milijardo metų Mėnulio uolienų formavimosi magnetinis laukas buvo silpnesnis, taigi panašu, kad palydove magnetinis laukas kuriam laikui buvo sustiprėjęs. Tai prieštarauja įprastiniam scenarijui, pagal kurį magnetinis laukas visą laiką tik silpnėjo, iki galiausiai pranykdamas. Iš kitos pusės, gali būti, kad Chang’e-6 pargabentų uolienų formavimosi metu magnetinis laukas buvo sustiprėjęs lokaliai – taip gali nutikti, pavyzdžiui, po stipraus asteroido smūgio. Visgi jei priimsime rezultatus kaip globalaus magnetinio lauko įrodymą, galima teigti, jog Mėnulio gelmių dinamas vystėsi netolygiai, galimai dėl branduolio kristalizacijos, kuri suteikė papildomos energijos arčiau paviršiaus esantiems sluoksniams. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature.
***
Saturno žiedai iš tiesų seni? Žiedai – geriausiai žinoma ir įspūdingiausia Saturno savybė. Bet ar jie egzistavo visada? Pastaraisiais metais mokslininkai pateikė netikėtą išvadą, jog ne – žiedų amžius tėra apie 400 milijonų metų, dešimt kartų mažesnis, nei Saulės ir planetų. Išvada remiasi žiedus sudarančių dalelių spalva – jos yra labai šviesios. Ledo grumsteliai, iš kurių žiedai ir susideda, laikui bėgant turėtų „apaugti“ dulkėmis ir patamsėti. Įvertinus, kaip sparčiai ant Saturno žiedų krenta dulkės, galima apskaičiuoti ir per kiek laiko jie turėtų patamsėti. Tada paaiškėja, kad per puspenkto milijardo metų žiedai būtų visiškai užtemę. Bet dabar mokslininkai pateikė visiškai priešingą išvadą – žiedai visgi yra panašaus amžiaus, kaip pats Saturnas. Ir ši išvada taip pat remiasi ledo grumstelių spalva. Skirtumas nuo ankstesnių darbų susijęs su dulkių kibimu prie grumstelių. Ankstesniuose tyrimuose buvo daroma prielaida, kad prje grumstelio prikimba bent dešimtadalis atsitrenkusios dulkės medžiagos. Naujojo tyrimo autoriai sumodeliavo susidūrimo procesą. Jie atrado, kad dideliu greičiu atsitrenkusi dulkelė ne šiaip subyra, o išgaruoja. Tada jos medžiaga gali sukibti į naujus darinius, tačiau dažniausiai jie yra jonizuoti. Jonizuotas daleles veikia ne tik Saturno gravitacija, bet ir jo magnetinis laukas bei Saulės vėjas. Kartu jie gali efektyviai šias daleles nutempti ar nupūsti, tad prie ledo grumstelių jos prikimba retai. Galutinis rezultatas – dulkių kibimo efektyvumas nesiekia net 1%, t.y. yra bent dešimt kartų mažesnis, nei manyta iki šiol. Vadinasi, tam, kad Saturno žiedai apkibtų tokiu dulkelių kiekiu, koks dabar matomas, jie turėtų egzistuoti 4,5 milijardo metų – kaip ir visa Saulės sistema. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Geoscience.
***
Transneptūninių objektų savybės. Saulės sistemos pakraštyje, už Neptūno orbitos, skrajoja daugybė įvairaus dydžio uolienų ir ledo gabalų. Bendrai jie vadinami Transneptūniniais objektais (TNO). Tarp jų yra ir gana didelių, tokių kaip Plutonas ar Eridė, ir mažyčių. Pastarieji nelabai pasikeitę skrajoja nuo pat Saulės sistemos formavimosi laikų. Ir visgi jų paviršius per tą laiką kito: Saulės šviesa, kad ir silpna, bei kosminiai spinduliai sukėlė įvairių reakcijų, kurios šias nuolaužas padengė visokiausiais junginiais. Nauji James Webb teleskopo stebėjimai atskleidžia šių junginių įvairovę. Jau seniai žinome, kad TNO pasižymi įvairiomis paviršiaus spalvomis, bet ankstesni teleskopai nebuvo pajėgūs išmatuoti jų spektro, kuris parodytų elementų bei junginių įvairovę, atsakingą už šias spalvas. James Webb situaciją pakeitė ir atskleidė, kad daugumą TNO galima sugrupuoti į tris rūšis. Vienų paviršiuje dominuoja vandens ledas, kitųose prie jo prisideda anglies monoksido ir dioksido ledas, trečiuose – dar ir metanolis bei įvairūs organiniai junginiai. Šios grupės susijusios ir su TNO orbitų tipais. Pavyzdžiui, vadinamojo klasikinio disko populiacija daugiausiai padengta organiniu ledu, o pailgesnių palinkusių orbitų gyventojus dažniau dengia tik vandens ledas. Beveik neabejotinai tai atliepia skirtingas objektų formavimosi sąlygas: klasikinio žiedo objektai formavosi arčiau Saulės, kur vanduo galėjo sustingti į ledą, bet anglies junginiai – dar ne, o palinkusių orbitų – toliau. Kitame, susijusiame, tyrime analogiška analizė padaryta kentaurams – objektams, kurie iš transneptūninės erdvės atmigravo arčiau Saulės, tarp Jupiterio ir Neptūno orbitų. Pasirodė, kad jie priklauso dviem pirmosioms TNO spektrų grupėms, tačiau juos dar dengia smulkus dulkėtas regolitas. Taigi TNO, migruodami artyn prie Saulės, palyginus greitai pasidengia dulkėmis (arba, nugaravus daliai paviršinio ledo, dulkės atsidengia). Šie atradimai – tik pirmieji žingsniai link to, ką James Webb galės atskleisti apie išorinius Saulės sistemos pakraščius, o kartu – ir apie sistemos formavimąsi. Tyrimo rezultatai publikuojami dviejuose straipsniuose Nature Astronomy.
***
Ar gali būti, kad protinga gyvybė Žemėje – t.y. žmonės – atsirado dėl anksčiau nutikusių masinių išmirimų? Viena vertus – taip, akivaizdu, nes jei ne tie išmirimai, žmonės, o gal net ir apskritai žinduoliai, nebūtų išsivystę. Kita vertus, gal tada kokia kita gyvybės rūšis būtų tapusi protinga? John Michael Godier apžvelgia idėją, kad būtent masiniai išmirimai paskatina gyvybės diversifikaciją ir sudaro sąlygas vystytis protui:
***
Dvinarių žvaigždžių planetų egzomėnuliai. Dauguma Saulės sistemos planetų turi palydovų. Greičiausiai taip pat yra ir kitose planetinėse sistemose, taigi egzomėnulių paieška – aktuali planetų mokslo sritis. Kol kas nei vieno patvirtinto egzomėnulio nežinome, nors keletas kandidatų yra. Visi jie yra sistemose su viena žvaigžde. Planetų žinome ir dvinarių žvaigždžių sistemose. Ar gali ten būti egzomėnulių? Naujame tyrime ieškoma atsakymo į šį klausimą. Tyrėjai pasitelkė skaitmeninį modelį ir apskaičiavo, kaip gali vystytis planetos ir palydovo pora, migruojanti dvinarės žvaigždės aplinkoje. Suskaičiavę beveik tūkstantį skirtingų sistemų konfigūracijų modelių jie nustatė, kad egzomėnuliai išlieka prie savo gimtųjų planetų tada, kai susiformuoja ne daugiau nei dešimtadalio Hillo spindulio atstumu. Hillo spindulys yra atstumas aplink planetą, ribojantis rutulį, kuriame esančius objektus planeta traukia labiau, nei žvaigždė. Žemės Hillo spindulys yra beveik pusantro milijono kilometrų – šimtadalis atstumo iki Saulės arba kone keturis kartus daugiau, nei Mėnulio nuotolis. Kitas įdomus rezultatas – netoli pusės visų išlikusių egzomėnulių patenka į žvaigždžių gyvybinę zoną, t.y. vidutinė temperatūra juose tokia, kad ten galėtų egzistuoti skystas vanduo. Taigi dvinarių žvaigždžių planetos ir jų (galimi) palydovai gali būti neblogas taikinys ieškant gyvybei tinkamų, o gal net ir gyvenamų, vietų Visatoje. Tyrimo rezultatai arXiv.
***
Planetos atmosfera skiriasi nuo gimtojo disko. Planetos gimsta protoplanetiniuose dulkių ir dujų diskuose. Augdamos jos prisitraukia tiek kietųjų dalelių – dulkių, grumstų, uolienų, – tiek dujų, kurios sudaro pirmąją planetos atmosferą. Įprastai manoma, kad pirminė planetos atmosfera chemine sudėtimi turėtų būti labai artima disko dujoms. Bet dabar, pirmą kartą nuodugniai patikrinę šią prielaidą, mokslininkai gavo visai kitokį rezultatą. Tyrimams jie pasirinko sistemą PDS 70 – tai vienintelė žinoma žvaigždė, kurią supa ir diskas, ir jau susiformavusios planetos disko tarpuose. Labai jautriu detektoriumi išmatavę tiek žvaigždės, tiek disko, tiek planetos PDS 70b spektrą, tyrėjai planetos atmosferoje aptiko vandens garų ir smalkių molekulių. Žinant jų gausą, galima apskaičiuoti ir anglies bei deguonies atomų santykį, kur pasirodė esąs maždaug 0,28. Tuo tarpu diske šis santykis lygus vienetui, kitaip tariant, diske anglies santykinai bent tris kartus daugiau, nei planetoje. Planetos atmosferoje šių elementų santykis labai panašus į santykį žvaigždėje. Tyrėjai pateikė du galimus neatitikimo paaiškinimus. Pirmasis – galbūt planeta augo rydama daug dulkių ir ledo gabalų, kurie vėliau išgaravo ir prisijungė prie planetos atmosferos. Tai reikštų, kad dulkėse ir lede santykinai anglies daug daugiau, nei diske; šiandieniniai diskų evoliucijos modeliai to neprognozuoja, taigi juos reikėtų tobulinti. Kita galimybė – planetos formavimosi metu anglies ir deguonies santykis diske buvo aukštesnis, o vėliau pasikeitė. Kodėl taip galėjo nutikti – irgi neaišku, nes, vėlgi, modeliai tokių prognozių nepateikia. Tyrimo rezultatai arXiv.
***
Nemetalingi diskai gyvena ilgiau. Kiekvieną jauną žvaigždę supa protoplanetinis dujų ir dulkių diskas. Laikui bėgant, iš jo formuojasi planetos, o žvaigždės spinduliuotė likučius išpučia. Nors viso šio proceso atskiram diskui stebėti neįmanoma, analizuodami daugelio jų savybes astronomai išsiaiškino, kad diskai įprastai gyvena 1-3 milijonus metų. Bent jau Paukščių Take. O štai dabar sužinojome, kad kaimyniniame Mažajame Magelano debesyje diskai išgyvena iki dešimties kartų ilgiau. Dar prieš du dešimtmečius Hubble teleskopu darytos žvaigždėdaros regiono NGC 346 nuotraukos atskleidė, kad kai kurios žvaigždės, kurių amžius siekia 20-30 milijonų metų, sparčiai ryja medžiagą iš aplinkos. Taip elgiasi žvaigždės, turinčios diskus – dalis pastarųjų medžiagos krenta į žvaigždes ir suteikia joms papildomo šviesio. Visgi anuometiniai duomenys nebuvo pakankamai detalūs, kad galėtume tvirtai teigti, jog aptikti protoplanetiniai diskai, o ne kokios nors kitos anomalijos. Tad dabar mokslininkai pakartojo tyrimą, naudodami James Webb teleskopą. Ištyrę 40 žvaigždžių, kurių masė artima Saulės masei, o amžius siekia nuo mažiau nei milijono iki 30 milijonų metų, jie nustatė, kad bent kai kurias iš jų tikrai dar supa diskai. Tokią išvadą galima daryti iš dviejų požymių. Pirmasis – matyti, jog į žvaigždes krenta medžiaga, bent šimtadalio Saulės masės per milijoną metų sparta. Antrasis – žvaigždžių spektre matyti perteklinė infraraudonoji bei vandenilio molekulių linijų spinduliuotė, kurią sukuria būtent disko medžiaga. Šie rezultatai rodo, kad mažo metalingumo aplinkoje – Mažajame Magelano debesyje už helį sunkesnių elementų yra apie aštuonis kartus mažiau, nei Saulėje – protoplanetiniai diskai išlieka ilgiau. Tyrėjai pateikia dvi galimas šio skirtumo priežastis. Pirmoji – mažesnio metalingumo aplinkoje žvaigždės formuojasi iš masyvesnių pirminių gumulų, todėl ir jų protoplanetiniai diskai yra masyvesni, taigi juos sunkiau suardyti. Antroji – mažesnio metalingumo žvaigždžių vėjai yra silpnesni, taigi diskus ardo prasčiau. Atrastoji tendencija įdomi tuo, kad panašios sąlygos egzistavo ir pirmykštėje Visatoje, prieš 10 ir daugiau milijardų metų. Taigi jaunoje Visatoje protoplanetiniai diskai irgi galėjo būti ilgaamžiai, o planetos juose augti masyvios. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal.
***
Žvaigždžių mirtys atskleidžia gimimo detales. Žvaigždės gimsta įvairaus dydžio grupėse – nuo kelių dešimčių iki šimtų tūkstančių. Jau seniai astronomai pastebėjo, kad visose jose žvaigždžių masių pasiskirstymas yra praktiškai vienodas. Kuo didesnė masė, tuo mažiau tokių žvaigždžių, o priklausomybę galima aprašyti kaip laipsninę funkciją – bent jau žvaigždėms, kurių masė viršija kokią pusę Saulės masės. Tokie rezultatai gaunami stebint besiformuojančias žvaigždes Paukščių Take ir aplinkinėse galaktikose, taip pat žvaigždžių spiečius, kuriuose didžioji dalis žvaigždžių yra vienodo amžiaus. Bet ar tikrai šis pasiskirstymas, vadinamas pradinių masių funkcija (angl. Initial mass function, IMF), yra universalus? Naujame tyrime į klausimą bandoma atsakyti gerokai kitokiu būdu – nagrinėjant ne gimstančių ar gyvenančių žvaigždžių savybes, o jų mirčių įvykius. Supernovų sprogimai bei gama spindulių žybsniai nutinka mirštant specifinės masės žvaigždėms, sprogimų šviesis ar kitos savybės taip pat priklauso nuo sprogstančių žvaigždžių masės. Taigi tyrimo autoriai paėmė IMF formą su keletu laisvų parametrų ir įtraukė ją į modelį, kuriuo galima suskaičiuoti ultravioletinių fotonų tankį Visatoje, žvaigždžių tankį Paukščių Take, skirtingų tipų supernovų ir gama spindulių žybsnių dažnumą. Keičiant IMF parametrus, keitėsi ir visi šie rezultatai, o lyginant juos su stebėjimų duomenimis, tapo įmanoma nustatyti, kurie parametrai teisingiausi. Gautas rezultatas, galima sakyti, atitinka vidutinę IMF per visą Visatos istoriją. Ir ji pasirodė esanti labai panaši į tai, kas išmatuota mūsų apylinkėse. Taigi galima teigti, kad IMF greičiausiai tikrai universali. Iš šio tyrimo gauti ir keli kiti rezultatai. Pavyzdžiui, gama spindulių žybsnius greičiausiai sukelia tik žvaigždės, kurių metalingumas – už helį sunkesnių cheminių elementų dalis – neviršija maždaug aštuntadalio Saulės vertės. Kitaip tariant, žvaigždės, susiformavusios panašiu metu kaip Saulė ir vėliau, į Paukščių Taką panašiose galaktikose, gama spindulių žybsnių jau nebesukurs. Kita įdomybė – atrodo, kad bendra tendencija, jog kuo žvaigždės mažesnės, tuo jų daugiau, galioja visame jų masių intervale, nuo pat 0,08 Saulės masių. Kai kurie ankstesni tyrimai rodė, jog galbūt daugiausia yra maždaug pusės Saulės masės žvaigždžių, o mažesnių skaičius mažesnis. Bet tokie rezultatai galimai tiesiog rodo, kad dar nesugebame atrasti visų mažų, taigi ir blausių, žvaigždžių. Ateityje šį modelį bus galima detalizuoti, siekiant išsiaiškinti žvaigždėdaros skirtumus įvairių tipų galaktikose, skirtingais Visatos istorijos laikotarpiais ir taip toliau. Tyrimo rezultatai publikuojami Universe.
***
Atgimusi žvaigždė. Žvaigždės įprastai vystosi gana nuspėjamu keliu: gimusios didžiąją gyvenimo dalį praleidžia pagrindinėje sekoje, kurios metu branduolyje vandenilio branduolius jungia į helį, vėliau išsipučia į milžines ir po santykinai trumpo laiko miršta. Žvaigždės padėtį šioje kelionėje, taigi ir amžių, galima sekti matuojant jos šviesį ir temperatūrą, nes šie du parametrai gana patikimai nusako evoliucinę stadiją. Tačiau kartais aptinkama ir netikėtų atvejų. Štai žvaigždė HD 65907 pagal šviesio ir temperatūros vertes atrodo maždaug penkių milijardų metų amžiaus, o pagal cheminę sudėtį ir judėjimo trajektoriją – 11 milijardų. Iš kur toks skirtumas? Iki šiol buvo sugalvotos bent dvi hipotezės. Pirmoji – žvaigždė neseniai praskrido pro tankų dujų debesį, prisitraukė naujų dujų, todėl „atjaunėjo“. Antroji – žvaigždė praeityje susijungė su kompanione, taigi jos evoliucija labai skiriasi nuo įprastinės. Dabar astronomai rado būdą nustatyti, kuri hipotezė teisinga; raktas čia – berilio gausa žvaigždėje. Berilis 3,5 milijono laipsnių temperatūroje ima jungtis su kitais elementais, tad jo gausa žvaigždėje sumažėja, jei temperatūra pasiekia šią vertę. Įprastai žvaigždės išoriniuose sluoksniuose, kur vyksta nuolatinis medžiagos maišymasis, temperatūra yra žemesnė, taigi berilio gausa žvaigždėje nepriklauso nuo jos amžiaus. Išmatavę berilio gausą HD 65907 astronomai nustatė, kad šio elemento ten yra labai mažai – bent 15 kartų mažiau, nei Saulėje. Tai reiškia, kad arba žvaigždės išoriniai sluoksniai kažkada buvo įkaitę iki daugiau nei 3,5 milijono laipsnių, arba kad žvaigždės gelmių, kurios visą laiką buvo karštesnės, medžiaga susimaišė su išorine. Atjaunėjimo scenarijus, kuriame žvaigždė tiesiog prisirenka medžiagos iš debesies, negali sukelti nei vienos iš šių dviejų pasekmių, o štai žvaigždžių susijungimas labai gerai sumaišo gelmių ir paviršiaus medžiagą. Taigi būtent berilio trūkumas žvaigždėje patvirtina, kad ji patyrė susijungimą. Greičiausiai tai nutiko prieš penkis milijardus metų ir nuo tada žvaigždė vystosi kaip Saulės masės žvaigždė. Tačiau susiformavo ji – ar, tiksliau, jos – kaip dvigubai mažesnių žvaigždžių pora prieš 11 milijardų metų. Tyrimo rezultatai arXiv.
***
Šiltesnės baltosios nykštukės – didesnės. Apibūdinti kosminių kūnų savybėms galima pasitelkti įvairius matematinius sąryšius. Vienas jų susieja masę ir spindulį, tad ir vadinamas masės-spindulio sąryšiu. Jis nurodo, kokio tipinio spindulio yra konkrečios masės tam tikro tipo objektai. Pavyzdžiui, planetos ir „įprastos“ žvaigždės, kuo masyvesnės, tuo ir didesnės. O štai baltosios nykštukės – į Saulę panašių žvaigždžių liekanos – pasižymi priešinga tendencija: kuo žvaigždė masyvesnė, tuo jos spindulys mažesnis. Taip nutinka todėl, kad žvaigždės dydį palaiko elektronų kvantinis slėgis, kuris beveik nepriklauso nuo masės. O gravitacija, kuri stengiasi tą slėgį įveikti – priklauso. Teoriniai modeliai taip pat rodo, kad sąryšis turėtų šiek tiek priklausyti nuo temperatūros: esant vienodam spinduliui, karštesnė baltoji nykštukė bus ir masyvesnė (tai taip pat reiškia, kad esant vienodai masei, karštesnė nykštukė turės didesnį spindulį). Ankstesni bandymai patikrinti šią prognozę susidūrė su duomenų kiekio ir kokybės problemomis. Dabar mokslininkai pasitelkė gausius duomenis, labai atidžiai juos išnagrinėjo ir prognozę patvirtino. Duomenis suteikė Sloan Digital Sky Survey – didžiulė apžvalginių dangaus stebėjimų programa, vykdoma nuo 2000 metų. Jos kataloguose atrinkę daugiau nei 26 tūkstančius baltųjų nykštukių, tyrėjai išmatavo jų judėjimo greitį, temperatūrą, gravitacinio lauko stiprumą paviršiuje bei spindulį. Iš šių parametrų galėjo patikimai išvesti ir kiekvienos nykštukės masę. Taip paaiškėjo, kad šaltesnės nykštukės, kurių temperatūra siekia 5-11 tūkstančių laipsnių, yra mažesnės, nei tokios pat masės nykštukės, kurių temperatūra siekia 16-35 tūkstančius laipsnių. Nors tipiniai spinduliai skiriasi nedaug, šis skirtumas yra statistiškai reikšmingas. Metodą, panaudotą šiame tyrime, ateityje bus nesunku pritaikyti ir gausesniems duomenų rinkiniams ar pagal kokius nors kitus parametrus atrinktoms baltosioms nykštukėms analizuoti. Šie rezultatai svarbūs tuo, kad padeda geriau suprasti nykštukių struktūrą, o tai svarbu, nes baltosios nykštukės gali sprogti kaip termobranduolinės supernovos, kurių šviesis labai svarbus matuojant atstumus iki tolimų galaktikų ir Visatos plėtimąsi. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal.
***
Dauguma galaktikų yra gana tvarkingos – arba elipsinės, arba su aiškiu disku. Kai kurios būna visai netvarkingos – susiliejimo ar artimo prasilenkimo sujauktos į nesimetrišką formą. Čia matome vieną iš retų tarpinių variantų: palyginus tvarkingą, bet keistą galaktiką NGC 660. Ji priklauso labai retam tipui, vadinamam ašigalinio žiedo galaktikomis (angl. Polar ring galaxy). Atrodo, kad ji turi du žvaigždžių, dujų ir dulkių diskus. Vienas nuotraukoje išsidėstęs beveik vertikaliai, kitas – įstrižai. Manoma, kad šios galaktikos susidaro, kai labai tvarkingai susiduria ir susijungia dvi diskinės galaktikos su skirtingomis disko plokštumomis.
***
Štai tokios naujienos iš praėjusios savaitės. Kaip įprastai, laukiu jūsų klausimų ir komentarų.
Laiqualasse