Labai dažnai astrofizikų tiriamus procesus galima apibūdinti kaip „dujų srautus“ ar „dujų apykaitą“. Tai dujos kur nors krenta ir pranyksta, tai išlekia, tai mainosi kaip nors, kaista ir vėsta. Ir tai vyksta įvairiausiais masteliais. Štai Marso atmosferoje žiloje senovėje greičiausiai buvo nemažai vandenilio, kuris sukėlė stiprų šiltnamio efektą; dabar nustatyta, kad vandenilis galėjo išsiskirti po truputį nykstant vandenynams. Saturno palydovo Titano atmosferoje yra metano, kuris greičiausiai veržiasi iš palydovo gelmių ir taip kompensuoja molekulių irimą. O galaktikų ir net didesniu mastu aktyvūs branduoliai, pūsdami burbulus, paskatina kitas dujas kristi jų link, taip užsitikrindami ilgalaikį maitinimą. Kitose naujienose – geologiškai nesenas tektoninis aktyvumas Mėnulyje, tinkamiausių vietų planetų formavimuisi Paukščių Take analizė ir organiniai junginiai Bennu asteroido dulkėse. Gero skaitymo!
***
Nesenas Mėnulio tektoninis aktyvumas. Mūsų palydovas iš pirmo – ir antro ar trečio – žvilgsnio atrodo visiškai negyvas. Jis neturi tektoninių plokščių, jame nesiveržia ugnikalniai, nevyksta kitokie geologiniai procesai, kuriais pasižymi Žemė. Visgi neseniai atrasta įrodymų, jog ugnikalnių išsiveržimų, ar bent magmos išsiliejimų, ten būna per pastaruosius 100 milijonų metų. O dabar paaiškėjo, kad ir tektoniniai procesai Mėnulyje vyko nedaug seniau – per paskutinius 200 milijonų metų. Mėnulio jūrose aptinkamos raukšlės, susidariusios, kai leidžiantis jūros paviršiui pluta susispaudė ir sulūžo. Dauguma jų datuojamos bent kelių milijardų metų praeitimi. Aukštumose randama mažesnių gūbrių, kurie greičiausiai susidarė plutai lūžinėjant dėl Mėnulio traukimosi. Palydovas traukiasi todėl, kad praeityje buvo karštesnis, o laikui bėgant po truputį vėsta. Naujojo tyrimo autoriai pirmą kartą išanalizavo gūbrius tolimojoje Mėnulio pusėje. Aptiko jų 266, daugiausiai grupėmis po 10-40. Daugiausiai jie randami vulkaniniuose regionuose, kurių amžius siekia 3,2-3,6 milijardo metų. Pačių gūbrių amžiui datuoti tyrėjai panaudojo kraterių skaičiavimo metodą. Žinodami, kaip sparčiai Mėnulyje atsiranda nauji krateriai ir suskaičiavę, kiek kraterių yra ant gūbrių, jie įvertino, kada gūbriai atsirado. Paaiškėjo, kad daugelio gūbrių amžius tėra apie 160 milijonų metų. Tai reiškia, kad tuo metu – geologiškai nelabai seniai – Mėnulio pluta vis dar traukėsi ir lūžinėjo. Tuometinis Mėnulis iš principo nesiskyrė nuo šiandieninio, taigi negalime teigti, kad šiandien panašūs gūbriai nebegali formuotis. Ši išvada labai svarbi planuojant žmonių grįžimą į Mėnulį ir tyrimų bazių įrengimą: renkant joms vietas reikės atsižvelgti, kur labiausiai tikėtini nauji įtrūkimai ir jų vengti. Tyrimo rezultatai publikuojami The Planetary Science Journal.
***
Organiniai junginiai Bennu dulkėse. Gerai žinome, kad vandenį, ar bent didžiąją jo dalį, į Žemę atnešė asteroidai ir kometos. Manoma, kad mažųjų kūnų smūgiai Žemėje pasėjo ir įvairių organinių junginių, įskaitant gyvybei būtinus, pavyzdžiui aminorūgštis. Meteorituose jų tikrai randama, bet negalime būti tikri, ar šie junginiai juose buvo dar kosmose, ar pateko jau nukritus į Žemę. Daug patikimesnį rezultatą gali duoti saugiai ir steriliai iš kosmoso pargabentų asteroidų mėginių analizė. Tokią jau pusantrų metų daro mokslininkai visame pasaulyje, nagrinėjantys asteroido Bennu mėginius. Dabar paskelbti du išsamūs tyrimai, rodantys, kad Bennu tikrai yra įvairios organikos ir kad asteroido uolienos formavosi vandeningoje aplinkoje. Pirmajame tyrime, nagrinėdami keliolika miligramų dulkių, tyrėjai nustatė jose esant daugybę – apie dešimt tūkstančių – skirtingų azoto turinčių molekulių. Tarp jų buvo įvairių aminorūgščių (net 14 iš 20 reikalingų Žemės gyvybei) bei visos penkios nukleobazės, naudojamos DNR ir RNR gamybai – adeninas, citozinas, guaninas, timinas ir uracilas. Įdomu, kad chiralinės molekulės – tos, kurių veidrodiniai atspindžiai nėra identiški – buvo pasiskirsčiusios daugmaž tolygiai tarp kairiarankių ir dešiniarankių. Žemės gyvybė visada naudoja tik vieną iš dviejų atmainų, taigi buvo manoma, kad šių molekulių į Žemę atkeliavo labai skirtingi kiekiai. Visgi Bennu sudėtis rodo priešingai. Molekulių gausa ir skirtingų rūšių gausos santykiai rodo, kad jos greičiausia formavosi žemoje temperatūroje, daug amoniako turinčioje aplinkoje. Iš to galima spręsti, kad Bennu motininis kūnas formavosi toli nuo Saulės, kur amoniakas stingsta į ledą ir gali prisijungti prie augančių asteroidų.
Antrajame tyrime buvo tiriamos natrio turinčios druskos. Dulkėse jų aptikta labai įvairių – fosfatų, karbonatų, sulfatų, chloridų ir fluoridų. Kiekvienos druskos tirpumas vandenyje skiriasi, taigi jų visų egzistavimas leidžia spręsti, kad vanduo Bennu motininiame kūne garavo po truputį. Taip susidarė sąlygos nusėsti vis skirtingiems junginiams. Panaši druskų įvairovė randama kai kur Žemėje, be to, greičiausią panašios sąlygos egzistuoja po Cereros paviršiumi ir kai kuriuose palydovuose išorinėje Saulės sistemos dalyje. Geresnis supratimas apie Bennu sandarą padės planuojant ateities misijas į šiuos kūnus ir gyvybei tinkamų sąlygų, ar net pačios gyvybės, paieškas juose. Tyrimo rezultatai publikuojami dviejuose straipsniuose: organika – Nature Astronomy, garavimas – Nature.
***
Mėnulio ir Marso tyrimų programas mes turime, o Veneros – ne. Kodėl? Venera juk tokia panaši į Žemę, kai kuriais atžvilgiais tikrai panašesnė, nei Marsas. Apie Veneros programos svarbą kalbasi Fraser Cain ir tokios programos entuziastas Dr. Paul Byrne:
***
Greiti Marso vėjai. Marsas, kaip ir Žemė, turi atmosferą, nors ir porą šimtų kartų retesnę. Tuo pasinaudoję NASA inžinieriai netgi sugebėjo ten paskraidinti sraigtasparnį – Ingenuity į Raudonąją planetą nuskrido su marsaeigiu Perseverance. Pirmi technologijos bandymai praėjo labai sėkmingai, todėl sraigtasparnis panaudotas daug ilgiau ir iš viso atliko net 72 skrydžius. Jų metu darė aplinkos nuotraukas ir taip padėjo planuoti marsaeigio judėjimą bei matavo atmosferos sąlygas. Dabar, analizuodami sraigtasparnio telemetrijos duomenis, mokslininkai išmatavo ir vėjo greitį, kuris pasirodė esąs didesnis, nei tikėtasi. Ingenuity, kaip ir dauguma dronų, moka išlaikyti poziciją paviršiaus atžvilgiu. Kai pučia vėjas, palaikymui reikia palinkti į vieną pusę, nes sraigtasparnis skrenda aplinkinio oro atžvilgiu. Polinkio kampas priklauso nuo vėjo greičio – būtent šiuos duomenis mokslininkai ir panaudojo. Taip jie pirmą kartą išmatavo vėjo greitį 3-24 metrų aukštyje virš Marso paviršiaus. Nustatyta vėjo kryptis gerai derėjo su ta, kurią paviršiuje išmatavo Perseverance įrengta orų stotelė. Tuo tarpu su meteorologinių modelių prognozėmis vėjo kryptis derėjo tik kartais, o kitais atvejais skyrėsi net ir 180 laipsnių. O štai vėjo greitis dažnai buvo didesnis, nei prognozuota. Vieno skrydžio metu siekė net 25 m/s. Žemėje tokio greičio vėjai klasifikuojami kaip „audra“ ir gali versti medžius su šaknimis. Aišku, retesnėje Marso atmosferoje net ir toks greitas vėjas turi nedidelį poveikį, kaip švelnus brizas Žemėje. Visgi kuo vėjas greitesnis, tuo lengviau ir daugiau dulkių gali pakelti, taigi naujasis atradimas gali padėti paaiškinti Marso dulkių audrų, kurios kartais uždengia visą planetą, kilmę ir raidą. Tyrimo rezultatai publikuojami The Planetary Science Journal.
***
Senovėje Marsą šildė vandenilis. Tolimoje praeityje Marse buvo skysto vandens. Nors tokia daugybės tyrimų išvada kaip ir neabejojama, ji visgi yra gana netikėta. Problema slypi tame, kad Marsas yra toliau nuo Saulės, nei Žemė, o pati Saulė jaunystėje buvo blausesnė, nei dabar. Taigi jaunas Marsas iš Saulės gavo palyginus nedaug energijos, taigi neaišku, kaip jo paviršiuje temperatūra galėjo pakilti virš nulio laipsnių Celsijaus. Neabejotinai, planetos atmosferoje turėjo būti daug šiltnamio efektą sukeliančių dujų. Vienas iš galimų junginių – vandenilio molekulės, kurios anglies dvideginio gausioje atmosferoje galėjo išlikti stabilios. Bet iš kur tas vandenilis atsirado? Dabar mokslininkai teigia turį atsakymą. Pasinaudoję fotocheminiais modeliais, jie atkūrė tikėtiną sąveiką tarp Marso uolienų, vandens, atmosferos ir Saulės spinduliuotės planetos jaunystėje. Vanduo nuolat reagavo su uolienomis ir jas oksidavo; reakcijų metu išsiskirdavo vandenilio dujos. Tyrėjų teigimu, vandenilio srauto į atmosferą turėtų pakakti, kad būtų sukeliami šimtą tūkstančių metų ar ilgiau trunkantys šiltieji epizodai. Laikui bėgant, Saulės šviesa, klimato pokyčiai dėl ašies posvyrio pasikeitimų bei atmosferos reakcijos su oksiduojamomis uolienomis pakeisdavo atmosferos sudėtį – anglies dvideginį nustelbdavo anglies monoksidas. Tada šiltnamio efektas nusilpdavo ir stodavo šaltas periodas. Po jo šiluma grįždavo, kai ore vėl padaugėdavo anglies dvideginio ir vamdenilio. Iš viso Marso vandens turėjo pakakti sukelti apie 40 milijonų metų bendros trukmės šiltųjų epizodų. Kokio ilgio buvo tarpai tarp jų, pasakyti sunku, bet visas šiltų-šaltų epizodų ciklas negalėjo trukti ilgiau nei maždaug pusantro milijardo metų, nes per tiek laiko Marso paviršius praktiškai visiškai išdžiūvo. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Geoscience.
***
Titano atmosferos papildymas. Saturno palydovas Titanas yra antras didžiausias palydovas Saulės sistemoje. Viena iš neįprastų jo savybių – stora atmosfera, tankesnė netgi už Žemės. Kaip ji gali egzistuoti ir išsilaikyti, nepaisant septynis kartus silpnesnės už žemišką gravitacijos? Dabar mokslininkai eksperimentais patvirtino hipotezę, jog Titano atmosfera nuolat pasipildo dujomis, kurios skverbiasi iš palydovo gilumos. Hipotezė buvo iškelta pastebėjus, kad metanas, kuris sudaro apie 5% Titano atmosferos, tenykštėmis sąlygomis palyginus sparčiai suyra ir per 30 milijonų metų išnyktų visai. Netekusi šiltnamio efekto, kurį metanas ir sukelia, likusi beveik vien iš azoto sudaryta atmosfera sušaltų ir iškristų sniegu ant paviršiaus. Taigi arba Titano atmosfera yra geologiškai naujas ir trumpalaikis reiškinys, arba ją nuolat papildo dujos iš gelmių. Naujieji eksperimentai būtent pastarąją idėją ir patikrino. Paėmę amoniako ledo ir įvairių organinių junginių, kurie Titano sąlygomis yra kieti, tyrėjai juos patalpino į aukšto slėgio kameras ir įkaitino iki 250-500 laipsnių Celsijaus. Maždaug tokios sąlygos, tikėtina, susidaro Titano gelmėse. Mineralai išskyrė tiek metano, tiek anglies dvideginio, taip pat amoniako dujų, kurios Titano paviršiuje turėtų lengvai skilti ir sudaryti azoto molekules. Kai temperatūra buvo 250 laipsnių ir daugiau, išsiskyrusio metano kiekis buvo pakankamas, kad galėtų paaiškinti jo gausą Titano atmosferoje. Išsiskyrusio amoniako pakaktų pagaminti bent pusei atmosferos azoto. Išsiskiriančių junginių izotopinė sudėtis – skirtingą neutronų skaičių turinčių atomų kiekio santykiai – dera su dabartinėmis žiniomis tiek apie paviršiaus mineralus, tiek apie atmosferą. Visgi šios žinios palyginus menkos, tad tyrėjai tikisi, kad Dragonfly misija, kuri išskris po trejų metų ir Titaną pasieks kito dešimtmečio viduryje, praplės šias žinias ir leis suprasti, kaip atsirado ir keičiasi palydovo atmosfera. Tyrimo rezultatai publikuojami Geochimica et Cosmochimica Acta.
***

Šis nedidelis balzganas ūkas nuotraukoje atrodo daugmaž kaip ir kiti. Bet jei pažiūrėtume į jį po mėnesio, greičiausiai pamatytume pastebimų pokyčių. Dar po mėnesio jis atrodytų dar kitaip. Kodėl? Juk objektas yra maždaug šviesmečio skersmens! Greičiausiai pokyčiai yra šešėlių žaismas, mat ūką apšviečia žvaigždė Vienaragio R, esanti pačioje jo apačioje, o šalia jos judantys dujų debesys užstoja šviesą tai vienoje, tai kitoje vietoje.
***
Kur Galaktikoje formuojasi planetos? Egzoplanetų šiuo metu žinome virš penkių tūkstančių. Jų esama įvairiausių – mažų, didelių, karštų, šaltų ir taip toliau. Žvaigždės, prie kurių randamos planetos, taip pat gana įvairios – skiriasi jų padėtis Galaktikoje, cheminė sudėtis ir kitos savybės. Dabar astronomai susistemino šią informaciją ir nustatė, kad laikui bėgant, planetos Paukščių Take formuojasi vis toliau nuo centro. Analizei tyrėjai pasirinko du žvaigždžių katalogus – vienišų ir bent vieną planetą turinčių. Abiejuose kataloguose buvo po daugiau nei 800 žvaigždžių, be to, visų žvaigždžių duomenys apėmė fotometrinę (šviesumo), spektroskopinę (cheminės sudėties) ir astrometrinę (padėties danguje bei jos kitimo) informaciją. Žinodami žvaigždžių cheminę sudėtį ir amžių, tyrėjai įvertino labiausiai tikėtiną atstumą nuo Galaktikos centro, kur jos susiformavo. Paaiškėjo, kad planetų turinčios žvaigždės turi daugiau už helį sunkesnių cheminių elementų, yra jaunesnės ir susiformavo arčiau Paukščių Tako centro, nei neturinčios. Tokia pati tendencija pastebėta ir lyginant žvaigždes su planetomis-milžinėmis bei žvaigždes su mažomis planetomis, nors skirtumai čia ne tokie reikšmingi. Tokie rezultatai gerai atitinka Galaktikos cheminės evoliucijos modelius. Pagal juos, Galaktikos disko metalingumas – už helį sunkesnių cheminių elementų gausa – mažėja, tolstant nuo centro, tačiau visais atstumais auga laikui bėgant. Kuo žvaigždės (ar, tiksliau, ją formuojančių dujų) metalingumas aukštesnis, tuo didesnė tikimybė jai suformuoti planetų, o ypač tai svarbu mažoms, uolinėms planetoms. Taigi jaunesnės žvaigždės, gimusios arčiau Galaktikos centro, natūraliai yra metalingesnės, tad ir planetų turi dažniau. Naujasis atradimas padės planuoti egzoplanetų paieškų ir tyrimų programas. Tyrimo rezultatai arXiv.
***
Keisti lediniai objektai. Paukščių Tako išorinėje dalyje aptikti du objektai, kurių kilmės paaiškinti nepavyksta. Kai kuriomis savybėmis jie primena besiformuojančias žvaigždes, kitomis – dujų debesis, bet nei vienas modelis neatitinka visų duomenų, ir netgi neaišku, kaip toli jie nutolę nuo Saulės sistemos. Radinius mokslininkai kol kas pavadino „savotiškais apgaubtais lediniais objektais“. Objektai atrasti nagrinėjant archyvinius Galaktikos apžvalgos infraraudonųjų spindulių ruože duomenis, surinktus 2006-2011 metais. Tada pastebėta, kad du objektai, nutolę apie aštuonis ir apie 12 kiloparsekų nuo Saulės (atstumas iki Galaktikos centro yra aštuoni kiloparsekai, bet šie objektai matomi kita kryptimi, apie 45 laipsnių kampu nuo centro), pasižymi stipria dulkių ir ledo sugertimi. Tokiu spektru pasižymi besiformuojančios žvaigždės, gaubiamos tankių dujų gumulų, arba žvaigždės, kurių šviesą užstoja tankūs dujų debesys. Tačiau šie objektai nepriklauso jokiam žvaigždėdaros regionui, o jų kryptimi nematome jokių tankių debesų, taigi tokie paaiškinimai netinka. Siekdami praskleisti paslapties šydą, naujojo tyrimo autoriai į abu objektus nukreipė ALMA teleskopą, kurio erdvinė skyra ir jautrumas daug geresni už ankstesnių stebėjimų prietaisus. Jie atrado, kad abu objektai turi gana daug silicio oksido molekulių, kurių gausos santykis su anglies monoksidu ir dideli tipiniai judėjimo greičiai (8-14 km/s) leidžia spręsti, kad ten yra daug smūginių bangų. Iš kitos pusės, visiškai neaptikta dulkių spinduliuotės, kurios būtų tikimasi sprendžiant pagal anksčiau žinomą spinduliuotės sugertį. Tą paaiškinti galima būtų tuo, kad objektai yra labai maži – ne daugiau nei 1000 astronominių vienetų skersmens. Nors tai dešimt kartų daugiau už Saulės sistemą, tarpžvaigždiniai dujų debesys būna daugybę kartų didesni. Šie atradimai, deja, nepriveda prie atsakymo apie objektų prigimtį. Toliau tyrėjai tikisi į šiuos objektus nukreipti James Webb teleskopą, kurio gebėjimai dar aukštesni, nei ALMA – gal papildomi duomenys padės geriau suprasti, kas tai per keisti dulkėti ir lediniai dariniai. Tyrimo rezultatai arXiv.
***
Greitųjų radijo žybsnių kilmė. Greitaisiais radijo žybsniais (FRB) vadinami trumpi, vos milisekundžių trukmės, radijo spinduliuotės pliūpsniai, atlekiantys iš įvairių dangaus vietų. Manoma, kad tai yra ypatingai stiprų magnetinį lauką turinčių neutroninių žvaigždžių – magnetarų – žybsniai, kurių šviesa mus pasiekia iš tolimų galaktikų. Dabar pirmą kartą toks ryšys patvirtintas nagrinėjant ne pavienių FRB, o jų populiacijos savybes. Tyrėjai pasitelkė stebėjimų duomenis, surinktus Westerbork radijo teleskopu Nyderlanduose. Pastaruoju metu šio teleskopo duomenis apdoroti padeda superkompiuteris, apmokytas ieškoti būtent trumpų radijo žybsnių. Per keletą metų juo aptikti 24 FRB – nedaug, lyginant su kitais apžvalginiais projektais, tačiau duomenys apėmė įvairias tiek pačių žybsnių, tiek jų aplinkos savybes. Pastebėta, kad žybsnių spinduliuotės poliarizacija – elektromagnetinių bangų svyravimo tvarkingumas, – kitimas laike, dažnių intervalas ir kitos savybės labai primena jaunų neutroninių žvaigždžių skleidžiamą spinduliuotę. Be to, panašu, kad FRB dažniausiai sklinda iš supernovų liekanų, žvaigždėdaros regionų ar panašių aukšto tankio aplinkų. Šie rezultatai patvirtina pagrindinių FRB kilmės teorinių modelių prognozes. Taip pat tyrėjai įvertino, kad šiuolaikiniais radijo teleskopais būtų įmanoma aptikti daugiau nei 400 FRB per dieną, jei visą laiką būtų stebimas visas dangaus plotas. Tyrimo rezultatai publikuojami Astronomy & Astrophysics.
***
Aktyvūs branduoliai pasigamina sau maisto. Aktyviu branduoliu vadinamas galaktikos centras, kur į supermasyvią juodąją skylę sparčiai krenta dujos. Dujos iki centro keliauja ilgą ir vingiuotą kelią, o didžiausi jų srautai randami net už galaktikų ribų, tarpgalaktinėje erdvėje. Taip nutinka galaktikų spiečiuose, kur tarpgalaktinių dujų masė gerokai viršija pačių galaktikų masę. Seniai žinome, kad aktyvūs branduoliai išpučia milžiniškus burbulus tarpgalaktinėse dujose, o atgal į burbulus krentančios dujos kondensuojasi, taip ir formuodamos maitinančius srautus. Dabar pirmą kartą įrodyta, jog tarp šių procesų egzistuoja priežastinis ryšys, kitaip tariant, aktyvių branduolių kuriamos tėkmės paskatina maitinančių srautų formavimąsi. Tyrėjai pasirinko septynis galaktikų spiečius, kurie skleidžia daug rentgeno spindulių. Ši spinduliuotė sklinda iš įkaitintų tarpgalaktinių dujų, taigi yra geras indikatorius, kad aktyvūs branduoliai pučia burbulus. Jie atliko detalius visų spiečių stebėjimus Chandra rentgeno teleskopu ir VLT regimųjų spindulių teleskopu. Pirmasis parodė detalų karštų dujų pasiskirstymą, įskaitant netaisyklingos formos burbulus, plintančius tolyn nuo centrinės spiečiaus galaktikos. Antrasis parodė šaltesnių vandenilio atomų spinduliuotę, rodančią, kur dujos vėsta sparčiausiai. Pasirodė, kad viena ir kita spinduliuotė pasiskirsčiusi labai panašiai – šaltesnių dujų siūlai driekiasi karštų pailgų burbulų viduje. Didžiausių ir mažiausių regionų, kuriuose matoma koreliacija, dydis skiriasi daugiau nei šimtą kartų. Taigi atsitiktinumu ar kokiais pašaliniais procesais jos nepaaiškinsi. Stebėjimų duomenys gerai dera ir su skaitmeniniais modeliais, kuriuose sekamas šis procesas. Juose galima pamatyti ir proceso eigą: aktyvaus branduolio išpučiamas burbulas sujaukia dujas, kai kur sustumia jas į sutankėjimus ir taip paskatina vėsimą. Vėstančias dujas aplinkos slėgis dar labiau suspaudžia į siūlus, kurie ima kristi beveik tiksliai burbulą sukūrusios galaktikos link. Taip aktyvaus branduolio kuriami procesai „surenka“ dujas iš galaktikos aplinkos ir paskatina jas keliauti į centrą, kur jos vėl galės įkristi į juodąją skylę ir sukelti naują aktyvumo epizodą. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Astronomy.
***
Pirmąsias žvaigždes ribojo magnetiniai laukai. Žvaigždės formuojasi iš didžiulių dujų debesų, kurie po truputį traukiasi ir byra į gabalus. Galutines gabalų mases, taigi ir susiformuojančių žvaigždžių dydžius, lemia įvairūs faktoriai. Aplinkinėje Visatoje bene svarbiausias iš jų yra pačių žvaigždžių spinduliuotė, kuri nustumia aplinkines dujas ir įkaitina jas, taip lėtindama tolesnį žvaigždžių augimą. O kaip pirmykštėje Visatoje? Ten dujos susidėjo tik iš vandenilio ir helio, tad gerokai silpniau sugėrė žvaigždžių spinduliuotę. Iš to galime daryti išvadą, kad pirmosios žvaigždės – kiek neintuityviai jos vadinamos III populiacija – turėjo būti daug masyvesnės, nei šiandieninės. Bet yra ir kitas faktorius, kuris iki šiol nebuvo pakankamai įvertintas: magnetiniai laukai. Jie irgi turi įtakos dujų judėjimui, debesų byrėjimui ir kitiems žvaigždėdaros procesams. Dabar pirmą kartą mokslininkai sumodeliavo pirmųjų žvaigždžių formavimąsi, įtraukdami ir magnetinio lauko poveikį. Jie palygino keturis modelius: vieną su spinduliuotės ir magnetinio lauko įtaką, vieną tik su magnetiniu lauku, kitą tik su spinduliuote ir ketvirtą, kuriame nebuvo nei vieno iš šių dviejų efektų. Nors modelis su spinduliuotės įtaka šiek tiek pakeitė sistemos evoliuciją, efektas buvo nežymus. Tuo tarpu pridėjus magnetinį lauką – nesvarbu, ar spinduliuotės įtaka įskaityta, ar ne – efektas iškart buvo labai ryškus. Debesis ėmė daugiau fragmentuoti, o susidarančios žvaigždės – lėčiau augti. Per penkis tūkstančius metų modelyje be magnetinio lauko masyviausia žvaigždė modeliuose be magnetinio lauko pasiekdavo 120 Saulės masių, o su magnetiniu lauku – tik 65. Įtraukę magnetinio lauko poveikį į labiau idealizuotą, taigi ir mažiau resursų reikalaujantį, žvaigždžių evoliucijos modelį, tyrėjai nustatė, kad III populiacijos žvaigždžių masės dažniausiai neturėtų viršyti 100 Saulės masių, panašiai kaip ir šiandieninių. Tiesa, kartais įmanoma pasiekti ir 600 Saulės masių – daugiau, nei bet kurių šiandieninių žvaigždžių. Visgi tokie scenarijai labai reti. Taigi net ir pirmosios žvaigždės Visatoje, nepaisant gerokai kitokios cheminės sudėties, ypatingai nesiskyrė nuo šiandieninių. Tyrimo rezultatai arXiv.
***
Štai tokios naujienos iš praėjusios savaitės. Kaip įprastai, laukiu jūsų klausimų ir komentarų.
Laiqualasse