Įvairūs objektai kosmose linkę augti – galaktikos didėja rydamos dujas ir kitas galaktikas, žvaigždės auga iš dujų ir panašiai. Praeitos savaitės naujienose randame įdomybę apie objektų augimą Saulės sistemos pakraščiuose – Plutonas ir Charonas, prieš suformuodami dabartinę dvinarę sistemą, kurį laiką buvo sukibę. Žvaigždžių augimui didelę įtaką turi magnetinio lauko stiprumas; tą žinojome jau seniau, bet dabar proceso detalės išnagrinėtos galingu skaitmeniniu modeliu. Juodosios skylės irgi auga jungdamosi; pasirodo, tokia yra daugumos juodųjų skylių, kurių masė viršija 44 Saulės mases, kilmė. Kitose naujienose – Marso mėginių misijos problemos, Jupiterio debesų cheminė sudėtis ir daugybė lęšiuotų pavienių žvaigždžių tolimoje galaktikoje. Gero skaitymo!
***
Baltosios pašvaistės savybės. Šiaurės pašvaistes esame matę visi – jei ne gyvai, tai bent jau gausybėje nuotraukų ir vaizdo įrašų, net ir iš Lietuvos. Dažniausiai pašvaistės švyti žaliai, violetiškai arba mėlynai – konkrečių bangos ilgių spinduliuotė kyla, kai energingos Saulės išmestos dalelės sužadina azoto ar deguonies molekules aukštai atmosferoje. Bet kartais ryškiose pašvaistėse pastebimi ir balti ar pilkšvi regionai. Dabar pirmą kartą pavyko paaiškinti jų prigimtį. Pagrindinė priežastis, leidusi tą padaryti – sparčiai gerėjančios komercinės fotografijos technologijos. Šiais laikais geros kokybės pašvaisčių nuotraukas galima padaryti išmaniaisiais telefonais. Tai paskatino didesnį susidomėjimą pašvaisčių detalėmis ir struktūromis, kurios matomos jų klostėse. Pastebėti panašumai tarp baltų ruožų pašvaistėje ir kitų ne per seniausiai aptiktų reiškinių – Stiprios šiluminės spinduliuotės greičio padidėjimų (Strong Thermal Emission Velocity Enhancement, arba STEVE). Naujojo tyrimo autoriai pasitelkė Kanadoje įrengtą dedikuotą pašvaisčių stebėjimo observatorijų tinklą, kuriuo gauti labai detalūs įvairių pašvaisčių spektrai. Taip išsiaiškinta, kad balti-pilkšvi ruožai atsiranda tada, kai trumpam sustiprėja kontinuumo – kitaip tariant, visų bangos ilgių, o ne tik pavienių linijų – spinduliuotė. Tokie pokyčiai nutinka be aiškios priežasties, tačiau jų metu linijos nepranyksta. Tai reiškia, kad spinduliuotė tvirtai susijusi su pačia pašvaiste. Be to, ji išsidėsto panašiomis kryptimis, kaip ir likusi pašvaistė, taigi ją greičiausiai irgi sukelia energingos dalelės, pataikančios į atmosferą. Kodėl jos sukelia bendrą švytėjimą, o ne konkrečių bangos ilgių spinduliuotę, lieka neaišku, bet tai greičiausiai susiję su cheminėmis reakcijomis, kurioms energijos suteikia iš Saulės atlėkusios dalelės. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Communications.
***
Marso mėginių misijos bėdos. Perseverance marsaeigis nuo 2022 metų surinko jau keliolika Marso paviršiaus mėginių, kuriuos sudėjo į pailgus mėgintuvėlius, užantspaudavo ir padėjo pakeliui. Artimiausiais metais mėginių bus paimta dar, iš viso jų turėtų būti 30. Dar planuojant Perseverance misiją buvo numatyta, kad bendra NASA ir Europos kosmoso agentūros misija turėtų juos pargabenti į Žemę ateinančio dešimtmečio viduryje. Deja, tolesnis pargabenimo misijos vystymas gerokai stringa. Dar 2023 metais darbai prie jos buvo sustabdyti, kai paaiškėjo, kad viršijamas numatytas biudžetas. Dabar paskelbta, kad numatytasis 6-7 milijardų dolerių biudžetas būtų išaugęs iki 11 milijardų; palyginimui, visa Perseverance misija kainuoja mažiau nei tris milijardus. Be to, misija galėtų įvykti ne anksčiau kaip 2040 metais. Dabar NASA kreipėsi į privačias kompanijas – SpaceX ir Blue Origin – siekdama galimybių bendradarbiauti ir įvykdyti misiją pigiau ir greičiau, grįžtant prie pradinių planų. Kol kas nežinia, kokį partnerį pasirinks, ir ar išvis pasirinks, NASA, o sprendimas turėtų būti priimtas tik 2026-ųjų viduryje. Situaciją gali pakeisti ir faktas, kad tuojau keisis pati NASA administracija – dabartinis vadovas baigs darbą po savaitės, o naująjį turės patvirtinti JAV Senatas. Išrinktasis prezidentas D. Trumpas ketina į šias pareigas siūlyti privataus kosmoso sektoriaus atstovą Jared Isaacmaną; tai gali reikšti, jog ateinančius ketverius metus NASA skirs daugiau dėmesio bendradarbiavimui su privačiomis kompanijomis, tačiau garantijos neturime.
***
Jupiterio debesų cheminė sudėtis. Jupiterio atmosferos viršuje matyti įvairiausi debesys – jie sudaro tamsias ir šviesias juostas ir keičia planetos vaizdą skirtinguose spektro ruožuose. Įprasta manoma, kad juos sudaro amoniako ledo krisleliai, bet dabar astronomai išsiaiškino, kad tokia interpretacija neatitinka naujų, detalesnių Jupiterio stebėjimų. Naująjį atradimą padaryti padėjo detalus Jupiterio spektras, išmatuotas labai jautriu spektrografu MUSE. Ankstesnė duomenų analizė reikalavo labai sudėtingų modelių, kuriais skaičiuojamas spinduliuotės sklidimas pro Jupiterio atmosferą, jos sugertis, lūžiai ir atspindžiai. Tą atlikti reikėjo galingų superkompiuterių ir programinės įrangos, kurią turėjo tik kelios tyrėjų grupės visame pasaulyje, tad ir darbai vyko lėtai. Naujojo tyrimo autoriai tiems patiems duomenims pritaikė naujai sukurtą pažangesnį metodą, kuriuo informaciją apie amoniako gausą bei atmosferos slėgį galima išgauti daug paprasčiau. Jau anksčiau pastebėta, kad taip gaunami rezultatai gerai atitinka ankstesnius sudėtingus modelius. Gauti Jupiterio amoniako gausos žemėlapiai gerai atitinka ir Juno zondo stebėjimų duomenis. Jie parodė, kad debesys susidaro atmosferos sluoksnyje, kur slėgis yra 2-3 kartus aukštesnis už atmosferos slėgį Žemėje. Toks rezultatas – labai netikėtas, man Jupiterio atmosferos temperatūroje amoniakas į ledą stingsta gerokai žemesniame slėgyje – 0,7 Žemės atmosferos slėgio. Taigi Jupiterio debesys susideda iš kažko kito. Galimai juos sudaro amonio sulfidas ir smogo dalelės. Pritaikius metodą Saturno stebėjimų duomenims, gautas analogiškas rezultatas – ten debesys irgi formuojasi 2-3 kartus aukštesniame slėgyje, nei slėgis Žemės paviršiuje. Tyrimo rezultatai publikuojami JGR Planets.
***
Plutonas ir Charonas „pasibučiavo“. Mūsų Mėnulis atsirado, kai į Žemę pataikė maždaug Marso dydžio kūnas; Mėnulis susiformavo iš smūgio pažertų nuolaužų. Panašių milžiniškų smūgių Saulės sistemos jaunystėje yra buvę ir daugiau. Nekeista, jog astronomai laikosi požiūrio, kad kai kurie jų galėjo duoti pradžią ir kitiems palydovams. Ypač taip galvojama apie Plutoną ir Charoną – koks nors kitas stambokas Kuiperio žiedo kūnas, atsitrenkęs į Plutoną, galėjo suformuoti santykinai didelį palydovą. Visgi dabar atlikta detalesnė proceso analizė rodo, kad nors Plutonas ir Charonas tikrai gali būti susidūrimo pasekmė, įvykio eiga gerokai skyrėsi nuo to, kas nutiko Žemei. Tyrėjai sumodeliavo dviejų kūnų susidūrimo procesą, tačiau priešingai nei Žemės atveju, atsižvelgė ne tik į gravitacines jėgas, bet ir į kūnus laikančius cheminius ryšius. Toli Saulės sistemos pakraštyje, kur greičiai mažesni, ir nagrinėjant mažesnius kūnus, šių ryšių santykinė svarba tampa didesnė. Gautas rezultatas nustebino: susidūrimo metu kūnai ne išsitempė į magmos spiralę, iš kurios galėjo susiformuoti du kūnai, ir ne pažiro nuolaužomis, o kuriam laikui sukibo susilietę kraštais. Tokia figūra priminė sniego senį. Vėliau, dėl sukimosi, jie persiskyrė, tačiau nepabėgo labai toli vienas nuo kito, o nusistovėjo bendroje orbitoje. Įdomu, kad parinkus pradinius sistemos parametrus taip, kad kūnai liktų sukibę, jų galutinė orbita iškart nusistovėjo labai panaši į dabartinę Plutono-Charono konfigūraciją. Tai suteikia tvirtesnį pagrindą teigti, kad būtent toks – „pasibučiavimo ir pagavimo“ scenarijus tinkamas paaiškinti garsiausiajai nykštukinei planetai ir jos didžiausiam palydovui. Dar viena įdomybė – abiejų kūnų medžiaga beveik nesusimaišo, taigi tikėtina, kad Charonas ir Plutonas yra maždaug vienodo amžiaus, priešingai nei Mėnulis, kuris už Žemę jaunesnis keliasdešimt milijonų metų. Ateityje mokslininkai ketina praplėsti modelius ir ištirti, ar toks susidūrimas gali paaiškinti įvairias Plutono bei Charono geologines savybes, taip pat ar šis scenarijus tinkamas paaiškinti ir kitų dvinarių kūnų Saulės sistemos pakraščiuose kilmę. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Geoscience.
***
Ugninių uolinių planetų gyvybingumas. Žemei daugiausiai energijos suteikia Saulė – ties pusiauju beveik 1,4 kilovato į vieną kvadratinį metrą. Šiek tiek šilumos ateina ir iš gelmių, kur yra radioaktyvių elementų, be to, planetos branduolys nespėjo prarasti visos energijos, kurią įgijo formavimosi metu. Visgi tas kiekis – menkutis, tik apie 300 milivatų į kvadratinį metrą, arba 5000 kartų mažiau. Kituose dangaus kūnuose santykis skiriasi: pavyzdžiui, Jupiterio palydovą Ijo planetos gravitacija tampo ir gniuždo tiek, kad iš jo gelmių sklinda energija – didžiausia Saulės sistemoje (tuo tarpu energija iš Saulės yra 25 kartus mažesnė, nei gauna Žemė, tad santykis tampa ~30). Kai kuriose egzoplanetose giluminis šildymas gali būti dar stipresnis. Pavyzdžiui, jei planeta neturi tektoninių plokščių, jos gelmės vėsta lėčiau, nei Žemės, taigi vidutinis energijos srautas, pasiekiantis paviršių, gali būti aukštesnis. Be to, žvaigždės gravitacija gali kelti potvynius, kurie kaitintų planetą, panašiai kaip Jupiteris kaitina Ijo. Kaip atrodytų tokių „ugninių planetų“ klimatas? Naujame tyrime ieškoma atsakymo į šį klausimą. Tyrėjai sumodeliavo šilumos srautų judėjimą ir sąveiką su mantijos bei plutos uolienomis planetose, panašiose į Žemę, tačiau su skirtingu giluminės energijos kiekiu ir be tektoninių plokščių. Jie nustatė, kad planetose tada susidaro vadinamoji „šilumos vamzdžių“ tektonika, kai karštis kyla į paviršių siaurais tuneliais vis skirtingose vietose. Nepaisant to, mantija ir pluta didžiąja dalimi išlieka kietos. Jei giluminės energijos srautas neviršija
, vidutinė planetos temperatūra neturėtų viršyti 30 laipsnių. Praeityje Žemė pergyveno ne vieną laikotarpį, kai vidutinė temperatūra buvo tokia aukšta, ir gyvybė dėl to neišnyko (nors, aišku, jei temperatūra tiek pakiltų dabar, daugumai šiandieninių gyvybės rūšių būtų riesta). Giluminei šilumai stiprėjant, augtų ir vidutinė temperatūra, tačiau 100 laipsnių ji pasiektų tik prie
srauto – tūkstantį kartų aukštesnio, nei šiandien Žemėje. Šis slenkstis, vadinamas Potvyninės Veneros riba, žinomas jau seniau – jį viršijus, planetos vanduo palyginus greitai išgaruotų, net jei jo anksčiau ir buvo. Visgi matome, kad egzistuoja platus intervalas galimų stipriai iš gelmės kaitinamų planetų, kuriose galėtų susidaryti gyvybei tinkamos sąlygos. Tyrimo rezultatai publikuojami JGR Planets.
***

Už 120 parsekų nuo mūsų plyti Tauro molekulinis debesis, kur formuojasi daugybė žvaigždžių. Čia matome keletą jų, vėlyvoje gravitacinio kolapso stadijoje. Jas gaubia tankūs dujų ir dulkių apvalkalai, kurie trukdo pamatyti šias ankstyvas žvaigždžių gimimo ir raidos stadijas.
***
Žvaigždžių augimas ir magnetiniai laukai. Prožvaigždės yra besiformuojančios žvaigždės, kurias supa protoplanetiniai diskai ir kitokie dujų telkiniai. Prožvaigždžių masė po truputį auga, nes jos ryja aplinkines dujas. Šio proceso detales nagrinėti sudėtinga, nes tos pačios dujos, kurios maitina prožvaigždę, gana gerai uždengia ją nuo pašalinių akių. Nors šioks toks stebėjimų proveržis pastaraisiais metais pastebimas, gerėjant infraraudoniesiems ir milimetrinių bangų stebėjimams, teoriniai modeliai kol kas atsilieka. Dabar astronomai pristatė labai detalius skaitmeninius modelius, kuriuose pavyko atkurti žvaigždės augimo detalių priklausomybę nuo magnetinio lauko stiprumo. Magnetiniai laukai egzistuoja visur Visatoje. Dujų debesiui traukiantis iki žvaigždės gabaritų, jie gali reikšmingai sustiprėti ir daryti didelę įtaką dujų judėjimui tiek diske, tiek prožvaigždės link. Tyrėjai pasirinko keturis prožvaigždės magnetinio lauko stiprumus – 100, 500, 1000 ir 2000 gausų; palyginimui, Žemės magnetinis laukas yra maždaug pusė gauso. Šios vertės aprėpia daugumą išmatuotų realių prožvaigždžių magnetinio lauko stiprio verčių. Skirtinguose modeliuose dujų kritimas į prožvaigždę – akrecija – pasirodė vykstą ganėtinai skirtingai. Silpniausio magnetinio lauko modelyje dujos iš disko krito praktiškai į visą žvaigždę, o magnetinio lauko įtaka buvo nykstamai maža; visgi kritimo sparta nuolatos kito – net iki dešimties kartų vos per kelias valandas – nes medžiagos srautas arti žvaigždės tapdavo labai turbulentiškas. 500 gausų magnetinis laukas negalėjo sustabdyti akrecijos, tačiau jo pakako jai šiek tiek sureguliuoti, tad sparta tapo pastovesnė. Be to, iš prožvaigždės magnetinis laukas stūmė stiprias tėkmes išilgai sukimosi ašies, tad akrecija buvo suspausta arčiau prožvaigždės pusiaujo. 1000 gausų modelyje disko vidinis kraštas buvo nustumiamas nuo prožvaigždės, o medžiagos akrecija vyko magnetinio lauko valdomais srautais. Jie buvo gana tolygūs, tad ir žvaigždės augimo sparta keitėsi nedaug, nors ir buvo nežymiai lėtesnė už pirmų dviejų modelių. Dar sustiprinus magnetinį lauką atsirado naujas efektas: magnetiniai nestabilumai ėmė stabdyti medžiagos akreciją, kol dujų vidiniame disko krašte prisikaupdavo daugiau už tam tikrą kritinę ribą. Tada įvykdavo trumpas akrecijos šuolis, kurio metu medžiagos kritimo sparta išaugdavo daugiau nei bet kuriame kitame modelyje. Tiesa, nepaisant šių akrecijos eigos skirtumų, visuose modeliuose absoliuti dauguma – 90% – įkrentančių dujų žvaigždę pasiekdavo vos 10-20% jos paviršiaus ploto, tik pasiekiami regionai skyrėsi. Sumodeliuoti prožvaigždės šviesio pokyčiai gerai atitinka skirtingų realių objektų stebėjimus, taigi panašu, kad būtent magnetinio lauko stiprumas yra vienas svarbiausių veiksnių, valdančių žvaigždės augimą. Bent jau žvaigždėms, panašioms į Saulę – modeliuose nagrinėta Saulės masės žvaigždė, stebėjimai palyginimui irgi parinkti panašūs. Ateityje tyrėjai ketina praplėsti aprėpiamą parametrų erdvę, įtraukiant skirtingas žvaigždžių mases, sukimosi spartą, protoplanetinio disko masę ir magnetinio lauko konfigūraciją, bei kuriamų tėkmių savybes. Tyrimo rezultatai publikuojami Astronomy & Astrophysics.
***
Jaunatviška sena supernovos liekana. Kai masyvi žvaigždė sprogsta supernova, išmesta medžiaga ir sustumtos aplinkinės dujos kurį laiką – kelis milijonus metų – plečiasi kaip burbulas. Po truputį burbulo forma tampa vis labiau netvarkinga, kol galiausiai jis susimaišo su aplinkine medžiaga. Įprastai tai įvyksta pasiekus maždaug 100 parsekų skersmenį. 1988 metais aptikta supernovos liekana G278.94+1.35 (skaičiai reiškia jos koordinates dangaus skliaute), kurios dydis atrodė labai artimas 100 parsekų. Dabar visai netikėtai astronomai liekaną aptiko ir radijo bei gama spindulių diapazone. Liekanos radijo atvaizdas pasirodė gerokai – net pusantro karto – didesnis, nei ankstesnė regimųjų spindulių nuotrauka. Ar tai reiškia, kad liekanos skersmuo iš tikro siekia apie 150 parsekų ir gerokai viršija teorinių modelių prognozes? Greičiausiai ne, nes, tyrėjų nuomone, liekana iš tiesų yra kone trigubai arčiau mūsų, nei manyta iki šiol. Tokią išvadą jie daro remdamiesi liekanos ryškumu bei aplinkinėmis struktūromis. Pakoreguotas atstumas pakeičia ir liekanos dydžio įvertinimą – ji tampa maždaug 60 parsekų skersmens. Tai sumažina ir įvertintą jos amžių, bet liekana vis tiek turėtų būti bent kelių šimtų tūkstančių metų amžiaus. Turint tai omeny, netikėtas yra kartu padarytas atradimas, jog liekana skleidžia nemažai ypatingai energingų gama spindulių. Paprastai jaunos supernovų liekanos skleidžia gama spindulius, bet ši spinduliuotės dalis greitai išblėsta. Akivaizdu, kad kažkas suteikė papildomos energijos dujoms G278.94+1.35 viduje. Tai galėjo būti vadinamasis pulsaro vėjo ūkas – dujos, išmestos ir įkaitintos pulsaro, greitai besisukančios neutroninės žvaigždės, kuri susidarė sprogimo metu iš žvaigždės centrinių dalių. Jei taip ir buvo, tuomet tikėtina, kad sprogusi žvaigždė už Saulę buvo masyvesnė apie 15 kartų. Tyrimo rezultatai arXiv.
***
Juodųjų skylių kilmė – hierarchinė. Juodosios skylės, vadinamos žvaigždinėmis, atsiranda po supernovų sprogimų. Tiesa, ne po visų – kartais, pavyzdžiui, sprogimas gali būti toks, kad visa žvaigždė išlaksto į gabalus. Taip nutinka porinio nestabilumo supernovos metu, kai žvaigždės centre temperatūra išauga tiek, jog ima spontaniškai formuotis elektronų-pozitronų poros. Toks likimas laukia žvaigždžių, kurių masė siekia nuo 140 iki 260 Saulės masių. Mažesnės žvaigždės palieka juodąsias skyles, kurių masė turėtų siekti iki 40-70 Saulės masių, didesnės – virš 130 Saulės masių. Taigi juodųjų skylių, kurių masė yra tarp keliasdešimties ir maždaug 130 Saulės masių, turėtume rasti pastebimai mažiau, nei kitų. Visgi duomenys tokio trūkumo nerodo. Gali būti, kad taip yra todėl, kad didelė dalis aptinkamų juodųjų skylių susiformavo jungiantis mažesnėms. Turint omeny, kad juodosios skylės šiuo metu dažniausiai aptinkamos per gravitacinių bangų matavimus, tai reikštų, kad dauguma masyvių juodųjų skylių atsiranda hierarchiškai – po bent kelių susiliejimų. Dabar mokslininkai sugalvojo būdą, kaip šią idėją patikrinti. Jie įvertino, kad hierarchiškam jungimuisi juodosios skylės turėtų egzistuoti žvaigždžių spiečiuose – priešingu atveju labai maža tikimybė susidaryti sąlygoms susijungti daugiau nei dviem objektams. Remdamiesi šia prielaida, jie apskaičiavo, kad po susijungimų juodųjų skylių sukimosi spartos turėtų įgauti specifinį pasiskirstymą, kuris praktiškai nepriklauso nuo pradinių masių pasiskirstymo ar kitų procesą apibūdinančių parametrų. Ištyrę turimus gravitacinių bangų signalų duomenis, jie nustatė, kad juodosios skylės, kurių masės viršija 44 Saulės mases, tikrai turi gerokai kitokį sukimosi spartos pasiskirstymą, nei mažesnės. Masyviųjų pasiskirstymas neblogai atitinka teorinį modelį; aišku, turint omeny nedidelį duomenų kiekį, paklaidos irgi gana didelės. Visgi net ir su tokiomis didelėmis paklaidomis matosi statistiškai reikšmingas skirtumas tarp mažų ir didelių juodųjų skylių sukimosi spartų pasiskirstymo. Artėjantys žymiai gausesni duomenų rinkimo projektai turėtų padėti dar geriau patikslinti pasiskirstymą ir patikrinti, ar šio modelio pakanka paaiškinti juodųjų skylių savybėms. Tyrimo rezultatai publikuojami Physical Review Letters.
***
Žvaigždžių sraute – kolapsavęs tamsus halas? Aplink Paukščių Taką matomi įvairūs žvaigždžių srautai – juostos, kurias paliko aplink skriejančios ar jau prarytos nykštukinės galaktikos. Laikui bėgant, srautą sudarančios žvaigždės išsibarsto, nes jų orbitas perturbuoja įvairūs medžiagos sutankėjimai – tos pačios nykštukinės galaktikos, kamuoliniai spiečiai ir panašūs. Vienas geriausiai ištirtų srautų, GD-1, pasižymi įvairiomis substruktūromis – tarpais ir atsišakojimais – kurių atsiradimo neįmanoma paaiškinti žinomų kamuolinių spiečių ar galaktikų įtaka. Pagrindinė alternatyva šiems perturbuojantiems veiksniams yra nedideli tamsiosios materijos halai, kurių negalime matyti, tačiau pagal teoriją jų turėtų būti gausu Paukščių Tako pakraščiuose. Visgi ir čia kyla problema: reikalingi halo parametrai yra tokie, kokių neįmanoma atkurti naudojant standartinį struktūrų formavimosi modelį, paremtą šalta tamsiąja materija (CDM). Reikalingas halas turėtų būti gerokai kompaktiškesnis, taigi ir tankesnis, nei įmanoma CDM modeliuose. Dabar mokslininkai pasiūlė išeitį – reikalingus parametrus būtų galima gauti, jei tamsiosios materijos dalelėms leistume stipriai sąveikauti tarpusavyje. Viena iš CDM prielaidų yra tamsiosios materijos inertiškumas – ją sudarančios dalelės sąveikauja tik gravitaciškai, o kitais būdais arba visiškai, arba praktiškai ne. Tačiau egzistuoja ne vienas standartinio modelio praplėtimas. Vienas jų vadinamas tarpusavyje sąveikaujančia tamsiąja materija (self-interacting dark matter, SIDM); pagal jį tamsiosios materijos dalelės vienos su kitomis gali sąveikauti labai stipriai, gerokai stipriau, nei, pavyzdžiui, tarpusavyje sąveikauja elektronai. Tokiu atveju, panašiai kaip dujų debesis, tamsiosios materijos telkinys gali susitraukti į daug tankesnį darinį, nei CDM analogai. Tyrimo autoriai sumodeliavo, kokie halai gautųsi su skirtingais tamsiosios materijos sąveikos stiprumais ir kokį poveikį GD-1 srautui jie turėtų. Taip jie nustatė tinkamiausią sąveikos stiprumą – šis parametras SIDM modeliuose dažnai yra laisvas. Šie rezultatai parodo, kad žvaigždžių srautų savybes galima išnaudoti siekiant patobulinti ir patikrinti tamsiosios materijos modelių parametrus. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal Letters.
***
Dešimtys gravitaciškai lęšiuotų žvaigždžių. Kiekvieną galaktiką sudaro bent milijonai, o dažnai – dešimtys ir šimtai milijardų žvaigždžių. Paukščių Take ir aplinkinėse galaktikose žvaigždes galime tyrinėti po vieną ir taip susidaryti vaizdą apie jų populiacijas, amžių, cheminę sudėtį ir kitas savybes. Tolimoms galaktikoms taip neišeina: ten visų, ar bent didelės dalies, žvaigždžių šviesa susilieja į vientisą. Aišku, gerėjant teleskopams, pavyksta vis didesniu atstumu atskirti ir pavienes žvaigždes, bei jei norime nagrinėti žvaigždes tikrai tolimose galaktikose, reikia ir palankių sąlygų. Tokias suteikia gravitaciniai lęšiai: tarp tolimos galaktikos ir mūsų įsiterpusi kita galaktika ar jų spiečius gali tolimosios vaizdą iškreipti taip, kad pastaroji gerokai padidėja ir paryškėja. Tada ir pavienes žvaigždes atskirti pavyksta – prieš porą metų taip atrasta žvaigždė mažiau nei milijardo metų amžiaus Visatoje. Bet viena žvaigždė toli gražu nepasako daug apie visos galaktikos žvaigždžių savybes. Norėdami nagrinėti galaktikos žvaigždžių populiaciją, turėtume išskirti joje bent jau dešimtis žvaigždžių. Dabar pirmą kartą tą pavyko padaryti galaktikai, kurios šviesa iki mūsų keliavo pusę Visatos amžiaus. Galaktika, pavadinta „Drakono arka“, matoma už spiečiaus Abell 370. Spiečiaus gravitacija galaktikos formą ištempia į puslankį, kuris išvaizda šiek tiek primena drakoną, iš čia ir pavadinimas. Taip tolimoji galaktika tampa apie 100 kartų ryškesnė, nei būtų be lęšio. Naudodami James Webb teleskopą, mokslininkai atliko daug galaktikos stebėjimų ir aptiko joje pavienių trumpalaikių paryškėjimų. Daugelis jų aptikti kaip tik tose vietose, kur gravitacinis lęšiavimas turėtų būti stipriausias – tai patvirtina interpretaciją, jog tai tikrai žvaigždės, kurių atvaizdai stipriai paryškinti ir ypatingai greitai juda dangaus skliautu. Iš viso tokių aiškių žvaigždžių atrasta 44. Beveik neabejotina, kad daugelis šių žvaigždžių paryškėjo ne tik dėl viso spiečiaus, bet ir dėl pavienių žvaigždžių jame sukuriamo gravitacinio lęšiavimo efekto. Pastarasis tolimas žvaigždes paryškino dar apie 10 kartų, taigi iš viso jos tapo tūkstantį kartų ryškesnės, nei būtų be įsiterpiančių lęšių. Surinkti duomenys leido nustatyti žvaigždžių temperatūras – nuo maždaug 2000 iki 6500 kelvinų – ir dydžius: jos greičiausiai yra milžinės. Tikimasi, kad tolesni stebėjimai leis identifikuoti dar šimtus žvaigždžių Drakono arkoje, o vėliau – ir kitose lęšiuotose galaktikose. Taip atsivers galimybė nagrinėti tolimų galaktikų žvaigždes, egzistavusias prieš milijardus metų. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Astronomy.
***
Ar egzistuoja tamsioji materija? Nepaisant pusšimtį trukančių paieškų, atsakymo vis dar neturime. Vienas iš didžiausių bandymų aptikti tamsiosios materijos daleles tiesiogiai yra neutrinų observatorija Antarktidoje. Apie šį dešimtmetį trunkantį eksperimentą Fraser Cain kalbasi su vienu iš jo vykdytojų dr. Giovanni Renzi:
***
Štai tokios naujienos iš praėjusios savaitės. Kaip įprastai, laukiu jūsų klausimų ir komentarų.
Laiqualasse
Sakyčiau gan akivaizdus spėjimas, kad NASA bendradarbiavimui rinksis SpaceX, ir tada aišku nieko pasiekta nebus, išskyrus pinigų perėjimą iš JAV biudžeto į musko kišenę.
Na, kodėl „nieko” – SpaceX track record yra tikrai neblogas. Aišku, ne skrydžių į Marsą, bent kol kas, bet gal ir ta kryptimi pasitaisys.