Astronomijoje spiralių apstu – visi puikiai žinome galaktikų spiralines vijas, tačiau ir be jų yra daugybė kitų pavyzdžių. Pavyzdžiui, akreciniuose diskuose, kur ir medžiaga, ir magnetinis laukas susisuka spiralėmis, o dabar žinome, kaip efektyviai šis procesas ištraukia juodosios skylės sukimosi energiją. Mažesniais masteliais randame spiralę, kuri greičiausiai egzistuoja Oorto debesyje, o kyla dėl Saulės ir Galaktikos traukų skirtumo. Dar mažesniu masteliu netgi iš asteroido Dimorfo smūgio metu išmestos medžiagos dalelės sudaro kažką panašaus į spiralę. Kitose naujienose – nauja hipotezė apie Žemės vandens kilmę, vadenynas Kalistoje ir daugybė aktyvių nyškštukinių galaktikų. Gero skaitymo!

***

Žemės vanduo atkeliavo švelniai. Vandens masė Žemėje yra mažytė, palyginus su kūnais išorinėje Saulės sistemos dalyje. Visgi net ir toks kiekis atrodo per didelis, turint omeny, kad planetos formavimosi vietoje temperatūra buvo pakankamai aukšta, kad ledas išgaruotų, o vandens garų prisitraukti ir išlaikyti auganti Žemė nepajėgė. Įprastinis vandens kilmės Žemėje paaiškinimas yra asteroidų ir kometų smūgiai: netrukus po planetų susiformavimo jas bombardavo daug mažesnių kūnų, atlėkusių iš išorinės Saulės sistemos dalies. Ten protoplanetiniame diske buvo daug ledo, kuris tapo asteroidų ir ypač kometų dalimi, o nukritęs į Žemę ištirpo bei išgaravo, bet užaugusi Žemė tuos garus jau išlaikė ir taip susiformavo vandenynai. Visgi šis paaiškinimas irgi palieka neatsakytų klausimų, susijusių su vandens izotopine sudėtimi – sunkaus ir įprasto vandens molekulių kiekio santykiu – bei priežastimi, kodėl kometos ir asteroidai staiga ėmė kristi į Saulės sistemos centrą. Dabar mokslininkai pasiūlė alternatyvų scenarijų, pagal kurį Žemėje vanduo atsirastų apskritai be jokių asteroidų ar kometų smūgių. Pačių asteroidų, tiesa, reikėtų. Pagal šį scenarijų, asteroidai net ir Asteroidų žiede tarp Marso ir Jupiterio formavosi su gana daug ledo. Taip galėjo nutikti, nes jauna Saulė buvo blausesnė už šiandieninę, be to, protoplanetinio disko išoriniai sluoksniai pridengė jos spinduliuotę, tad vidurio plokštumoje temperatūra galėjo būti dar žemesnė. Diskui išsisklaidžius ir Saulės šviesiui augant, asteroidai įkaito ir ledas nuo jų nugaravo. Taip Saulės sistemos vidinėje dalyje susidarė vandens garų diskas. Jis gyvavo palyginus neilgai, gal tik keletą milijonų metų, bet to pakako, kad garai pasklistų iki Marso ir Žemės ir kuriam laikui panardintų abi planetas į garų vonią. Užaugusios Žemės gravitacijos užteko, kad iš tokios vonios prisirinktų pakankamai vandens. Šis modelis paaiškina tiek bendrą vandens kiekį Žemėje, tiek sunkaus ir įprasto vandens gausos santykį. Greičiausiai garų diskas egzistavo 50-60 milijonų metų po planetų formavimosi – tai irgi gerai atitinka geologinius duomenis, kurie rodo, jog Žemė tikrai turėjo daug vandens 100 milijonų metų po susiformavimo. Aplink kai kurias jaunas žvaigždes aptinkami anglies monoksido garų diskai, nors protoplanetiniai diskai jau išgaravę. Tai turėtų būti didesnio mastelio vandens garų diskų analogai, nes anglies monoksido ledas garuoja lengviau, nei vandens. Tyrėjai tikisi, kad netolimoje ateityje pavyks aptikti ir vandens garų diskus aplink jaunas žvaigždes, gal net ir gaubiančius jaunas planetas. Tyrimo rezultatai publikuojami Astronomy & Astrophysics.

***

Apvalų asteroidą pastumti sunkiau. Pastumti apvalų akmenį lengviau, nei tokio pat dydžio kubą. Bent jau Žemėje. O štai kosmose – priešingai. Du nauji tyrimai apie DART misijos pasekmes asteroidui Dimorfui atskleidžia platesnes smūgių pasekmes ir suteikia žinių Žemės gynybai nuo pavojingų asteroidų. DART misija buvo NASA zondas, 2022 m. pabaigoje atsitrenkęs į asteroidą Dimorfą, kuris maždaug 12 valandų trukmės orbita skrieja aplink didesnį Didymą. Smūgis pakeitė Dimorfo orbitą; kada nors toks pakeitimas gali išgelbėti Žemę nuo jai gresiančio pavojingo asteroido smūgio. Pirmajame tyrime nagrinėjamas iš asteroido išmestų dalelių judėjimas ir randamos tūkstančių kilometrų dydžio struktūros. Abu asteroidai yra mažiau nei kilometro dydžio, tačiau jų judėjimas bendra orbita ir menka gravitacija paveikia išmestų dalelių judėjimą Dalelių srautai, užuot driekęsi tiesiai asteroidų orbita, pasirodė esą išlinkę, o jų galai – išsišakoję. Tyrėjai parodė, kad šios savybės siejasi su asteroidų tarpusavio orbita bei atstumu nuo Saulės. Ateityje, aptikus panašių uodegų prie kitų asteroidų, jų savybes bus galima panaudoti apskaičiuojant dvinario asteroido orbitos parametrus ar tiesiog nustatyti, kad asteroidas yra dvinaris. Apskritai išlenktų bei išsišakojusių uodegų egzistavimas gali būti traktuojamas kaip asteroido pasidalinimo arba neseniai įvykusio stipraus susidūrimo pėdsakas. Antrame tyrime analizuojama išmestų dalelių fronto forma ir nustatoma, kad jos elipsiškumas kyla dėl paties asteroido elipsiškumo. Kitaip tariant, dalelės buvo išmestos įvairiomis kryptimis, nes visur lėkė daugmaž statmenai asteroido paviršiui. Šis efektas daugiau nei dvigubai sumažino smūgio poveikį, nes išlekiančių dalelių suteikti reaktyviniai postūmiai, nukreipti skirtingomis kryptimis, dalinai panaikino vienas kitą. Taigi ateityje, planuojant asteroido numušimą, geriau būtų smogti į jį smulkesniais zondais, kurie išmuštų mažesnius kraterius – taip smūgio efektyvumas padidėtų. Taip pat būtų naudinga prieš smogiant į asteroidą padaryti jo nuotraukų iš arti, kad būtų galima parinkti tinkamiausią – plokščiausią – vietą smūgiui. Tokiems bandymams, kaip DART, šios įžvalgos nebūtinai labai svarbios, tačiau kai prireiks realiai ginti Žemę nuo tokio kosminio pavojaus, kiekvienas efektyvumo padidinimo būdas gali tapti kritiškai reikšmingu. Tyrimų rezultatai publikuojami Nature Communications: išmestų dalelių struktūros, pastūmimo efektyvumas.

***

Kalista irgi turi vandenyną. Išorinėje Saulės sistemos dalyje, po įvairių palydovų ledu dažnai slypi popaviršiniai vandenynai. Gerai žinome, kad jie yra Europoje ir Encelade, taip pat manoma, kad vandenynus rastume ir Titano bei Ganimedo, o gal ir Tritono, gelmėse. Dabar pateikti įrodymai, kad vandenynas greičiausiai egzistuoja ir po Jupiterio palydovu Kalista. Kiek netikėtai, atradimas padarytas naudojant ne dabartinio Juno zondo, o prieš porą dešimtmečių Jupiterį tyrusio Galileo zondo duomenis. Galileo rinko informaciją apie Jupiterio magnetinį lauką, kuris šalia palydovų išsikreipia. Iškreipimus gali sukelti popaviršinis vandenynas, nes elektrai laidus vanduo sąveikauja su magnetiniu lauku. BŪtent tokie duomenys davė pirmas užuominas apie Europos vandenyno egzistavimą. O štai ankstesni bandymai pritaikyti tokią analizę Kalistai buvo nesėkmingi, nes šis palydovas pats turi gana reikšmingą jonosferą, kuri iškreipia magnetinio lauko matavimus. Naujojo tyrimo autoriai pasitelkė visus Galileo duomenis ir skaitmeninius modelius. Pastaraisiais suskaičiavo, kaip Kalistos jonosfera sąveikautų su magnetiniu lauku, taip pat kokį bendrą efektą gali turėti vandenynas ir jonosfera. Palyginę modelių rezultatus su realiais duomenimis jie padarė išvadą, kad po Kalistos paviršiumi beveik neabejotinai yra vandenynas. Be to, vandenynas grieičiausiai yra gilus, gali viryšti net 100 kilometrų. Tyrimo rezultatai publikuojami AGU Advances.

***

Oorto debesies spiralė. Saulės sistemą, manoma, gaubia trilijonų ledinių-uolinių kūnų telkinys, vadinamas Oorto debesiu. Jį greičiausiai sudaro objektai, išmesti iš vidinių Saulės sistemos dalių baigiantis planetų formavimosi procesui, taip pat pagauti tarpžvaigždiniai objektai ir kitokios nuolaužos. Kartais ten esantys kūnai ima kristi Saulės link ir pasiekia vidinę sistemos dalį – juos matome kaip ilgo periodo kometas. Nors debesies egzistavimo hipotezė iškelta dar praeito amžiaus viduryje, tvirtų įrodymų, kad toks darinys tikrai egzistuoja, neturime iki šiol. Tai nieko keisto: visi šie objektai yra labai toli nuo mūsų ir labai blausūs, ir nors jų kiekis didžiulis, užimamo erdvės tūrio daugiau nei pakanka, kad koncentracija būtų menkutė. Visgi teoriniai tyrimai nesustoja, o dabar mokslininkai apskaičiavo, kad vidinėje Oorto debesies dalyje turėtų egzistuoti spiralės formos struktūra. Rezultatas paremtas skaičiavimais apie Paukščių Tako disko ir Saulės gravitacijos sąveiką. Sistemos pakraštyje Saulės traukos jėga gerokai silpnesnė, nei ties Žeme, tad ir atplėšti kokį nors ten skriejantį kūną palyginus nesunku. O jei ir neatplėšti, tai bent jau reikšmingai pakeisti orbitą įmanoma. Pagrindinis veiksnys, keičiantis kūnų orbitas Saulės sistemos pakraštyje, yra vadinama Galaktinė potvynio banga. Ji susidaro todėl, kad Saulės orbita Paukščių Take nėra idealus apskritimas, taigi kartais ją veikia stipresnė trauka, kartais – silpnesnė. Tyrėjai sumodeliavo, kaip Galaktinė potvynio banga gali paveikti mažųjų kūnų populiaciją Saulės sitemos pakraštyje. Paaiškėjo, kad iš žiedinės struktūros – Kuiperio žiedo išorinės dalies – Galaktikos potvynio banga gali „išrauti“ daugybę objektų ir nutempti juos į visai kitokias orbitas. Saulės sistemos plokštuma ir Galaktikos plokštuma sudaro apie 60 laipsnių kampą, taigi iš pirmosios į antrąją tempiami objektai išsidėsto daugmaž spirale. Spiralės ilgis turėtų siekti apie 15 tūkstančių kartų didesnį ilgį, nei Žemę skiria nuo Saulės. Pamatyti jį būtų beprotiškai sudėtinga, nes net ir tokiame darinyje objektų koncentracija yra mažytė. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

`Oumuamua analogų kilmės sistemos. 2017 metais aptikome pirmąjį tarpžvaigždinį objektą – 1I/2017 U1, arba `Oumuamua, pralėkė pro vidinę Saulės sistemos dalį ir išskrido tolyn. Išskirtinis jis ne tik savo orbita, bet dar bent dviem savybėmis. Atspindimos šviesos kitimas parodė, kad objektas yra labai pailgas, cigaro formos. Spektro matavimai rodė, kad kūno paviršių dengia uolienos, kaip asteroidą, tačiau priartėjus prie Saulės jo orbita pakito taip, kaip gali paaiškinti tik lakių medžiagų – pavyzdžiui vandens garų – išmetimas. Tokios savybės būdingos kometoms. Kaip paaiškinti jas visas kartu? Atsakymas į šį klausimą gali pasufleruoti ir iš kokios planetinės sistemos `Oumuamua kilo. Pailgos nuolaužos kartais susidaro, kai priartėjusi prie Saulės subyra kometa. Tokių nuolaužų paviršių turėtų dengti akmenys, nes ledas išgaruotų dar esant prie Saulės, tačiau viduje gali likti ledo, kuris išgaruotų ir išsiveržtų tik vėliau. Tyrėjai sumodeliavo, kaip dažnai toks procesas galėtų vykti įvairios konfigūracijos planetinėse sistemose ir kaip dažnai kometos nuolaužos galėtų palikti motininę sistemą. Jie nustatė, kad jei žvaigždės masė siekia pusę Saulės masės, viena Jupiterio masės planeta šiek tiek ištemptoje orbitoje gali paskatinti panašius suardymus. Jos gravitacija sujaukia įvairių mažesnių kūnų sistemoje orbitas ir dažnai numeta juos prie žvaigždės, o vėliau paskatina nuolaužas pabėgti iš sistemos. Bet kuriuo atveju, tokių suardytų pailgų nuolaužų nebūtų daug – vos keli procentai iš visų, kurios gali išlėkti iš planetinių sistemų. Tačiau kartu tai reiškia, kad `Oumuamua formą galime laikyti gana stipriu įrodymu, jog ji atlėkė būtent iš tokios sistemos – su didele planeta ištęstoje orbitoje. Kuri konkrečiai tai sistema, greičiausiai nesužinosime niekada. Tyrimo rezultatai publikuojami MNRAS.

***

Keistos žvaigždės gimimas? Tankiausi žinomi objektai Visatoje, turintys paviršių, yra neutroninės žvaigždės. Dvi Saulės masės telpa į vos keliolikos kilometrų skersmens rutulį – nedaug didesnį, nei įvykių horizonto spindulys tokiai pat masei. Nedaug, bet visgi didesnį – o tai reiškia, kad galima įsivaizduoti ir dar tankesnį kūną. Tai galėtų būti „keistoji žvaigždė“, taip pavadinta todėl, kad joje be aukštutinių ir žemutinių kvarkų, iš kurių susideda protonai ir neutronai, egzistuotų ir kita kvarkų rūšis, vadinama keistaisiais. Be to, slėgis keistosios žvaigždės viduje būtų toks aukštas, kad protonai ir neutronai išsiskirtų į tuos pačius kvarkus. Būtent tai leistų žvaigždei susispausti iki mažesnio spindulio, nei neutroninė žvaigždė. Nors teorinis modelis pasiūlytas prieš ne vieną dešimtmetį, realybėje keistųjų žvaigždžių aptikti kol kas nepavyko. Dabar mokslininkai teigia aptikę tokį objektą. Jų teigimu, būtent keistosios žvaigždės modelis geriausiai paaiškina vieno gama spindulių žybsnio (GRB) unikalias spinduliuotės savybes. GRB yra masyvios greitai besisukančios žvaigždės mirties arba dviejų neutroninių žvaigždžių susiliejimo sukeliamas sprogimas. Šie žybsniai yra ryškiausi kosminiai įvykiai nuo pat Didžiojo sprogimo. Pernai gegužę aptiktas GRB 240529A (numeris rodo aptikimo datą), kaip ir visi GRB, švytėjo ne tik gama spindulių ruože, bet ir – daug ilgiau – rentgeno ir mažesnės energijos spinduliais. Tačiau visa ši spinduliuotė buvo neįprasta. Gama spinduliuotė sklido trim pliūpsniais, tarp kurių buvo 10-100 sekundžių tarpai. Rentgeno spinduliuotė pradžioje buvo pastovi laike, vėliau pradėjo labai lėtai mažėti, o dar vėliau ėmė kristi daug sparčiau. Tokios savybės yra unikalios tarp visų žinomų tūkstančių GRB. Naujojo tyrimo autorių teigimu, keistos žvaigždės formavimasis visas šias keistenybes gali paaiškinti. Pagal jų modelį, pirmiausiai sprogimo metu susiformuoja magnetaras – neutroninė žvaigždė su išskirtinai stipriu magnetiniu lauku. Jo čiurkšlė sukelia pirmąjį gama spindulių pliūpsnį, vėliau išsijungia, o tada pradeda sklisti iš naujo, kai ant magnetaro ima kristi dalis sprogimo išmestos medžiagos. Trečiasis gama spinduliuotės etapas atitinka magnetaro virtimą keistąja žvaigžde – taip nutinka, objekto masei augant. Tada rentgeno spinduliuotė susidaro keistajai žvaigždei vėstant ir lėtėjant jos sukimuisi. Nors visų etapų aprašymuose esama nemažai laisvų parametrų, kurie leidžia pakoreguoti šviesos kreives, visgi dermė tarp modelio prognozių ir stebėjimo duomenų nėra paaiškinama vien laisvųjų parametrų verčių kaitaliojimu. Kitaip tariant, modelis, panašu, yra artimas teisybei, net jei daugelis detalių lieka neaiškios. Tolesnis šio žybsnio vietos stebėjimas turėtų padėti atskleisti daugiau žinių apie galimą keistos žvaigždės susiformavimą. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Didžiojo šuns žvaigždyne, po Oriono kojomis, galime rasti du ūkus: milžinišką kirą, kuris užima viršutinę kairę šios nuotraukos pusę, ir mažytį Toro šalmą dešinėje apačioje. Kirą sudaro du išskiriami komponentai: NGC 2327 yra paukščio galva, o blausesni IC 2177 – sparnai ir kūnas. Jo skersmuo – apie 80 parsekų, tikrai daug net ir tarpžvaigždinių dujų debesiui. Toro šalmas, arba Antis, arba NGC 2359, yra maždaug keturgubai toliau ir maždaug penkis kartus mažesnis, todėl ir atrodo palyginus mažytis.

***

Šaulio A* kinta nuolatos. Paukščių Tako centre, kaip ir daugumoje kitų galaktikų, yra supermasyvi juodoji skylė. Mūsiškė vadinama Šaulio A*, pagal žvaigždyną, kuriame matome visa centrinė Galaktikos dalis. Dar prieš ketvirtį amžiaus pastebėta, kad juodosios skylės aplinkoje esančių dujų šviesis, nors ir nedidelis, kartais kinta – aptikti Šaulio A* žybsniai. Jie užfiksuoti tiek infraraudonųjų ir rentgeno spindulių ruože, tiek – truputį vėliau – submilimetrinių ir radijo bangų. O dabar, nukreipę Galaktikos centro link James Webb teleskopą, mokslininkai aptiko, kad dujų šviesis kinta nuolatos. 2023 ir 2024 metais atlikti stebėjimai susidėjo iš septynių epizodų, kurie iš viso truko apie 48 valandas. Stebėta dviem instrumentais, kurie jautrūs 2,1 ir 4,8 mikrometrų spinduliuotei; palyginimui regimosios šviesos bangos ilgiai yra nuo 0,4 iki 0,7 mikrometrų. Abiejuose bangų intervaluose pastebėti šviesio pokyčiai vyko panašiai; tiesa, didesnio bangos ilgio spinduliuotės pokyčiai nuo trumpesnių bangų atsiliko 3-40 sekundžių. Tokią tendenciją geriausiai paaiškina modelis, pagal kurį šviesį daugiausiai kuria elektronai, judantys 40-90 gausų stiprumo magnetiniame lauke (Žemės magnetinio lauko stiprumas ties paviršiumi yra apie 0,5 gauso). Taip pat pastebėta, kad kol sušvitimai yra silpni, jų spektras yra „statesnis“, t.y. didesnio bangos ilgio spinduliuotės santykinė dalis didelė, o stiprių sušvitimų spektras „suplokštėja“ – trumpo ilgio, arba aukštesnės energijos, spinduliuotės santykinė svarba išauga. Pokyčių lygio priklausomybė nuo laiko intervalo leidžia spręsti, kad kintamumas vyksta ir ilgesnėmis laiko skalėmis, nei dabar pavyko stebėti; tyrėjai tikisi tokius stebėjimus atlikti ateityje. Šie duomenys leidžia beprecedentiškai tiksliai pažvelgti į procesus, vykstančius pačioje juodosios skylės aplinkoje. Taip galėsime patikrinti visokiausius dujų akrecijos modelius ir apskritai suprasti, kaip medžiaga elgiasi tokiomis ekstremaliomis sąlygomis. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Netikėtas žybsnis kaimyninėje galaktikoje. Didelės observatorijos surenka milžiniškus kiekius duomenų, kuriuos išsamiai išnagrinėti tiesiog neužtenka laiko. Dėl to dalį analizės astronomai patiki algoritmams, o patys imasi tirti tik dalinai apdorotus duomenis. Nors tokia procedūra labai pagreitina darbus, kyla rizika prarasti pačius įdomiausius rezultatus, nes algoritmai dažniausias geba aptikti tik dalykus, kurių astronomai tikisi, o įvairios anomalijos gali prasprūsti pro jų virtualius pirštus. Laimei, anomalijų aptikimui vis dažniau irgi pavyksta panaudoti algoritmus. Štai dabar toks mašininio mokymo algoritmas, pritaikytas Chandra teleskopo rentgeno duomenims, aptiko unikalų žybsnį Didžiajame Magelano debesyje. Algoritmas 20-ies metų duomenų rinkinyje iš viso aptiko daugiau nei tris tūkstančius naujų trumpalaikių reiškinių – žybsnių ir pritemimų. Dauguma jų įvyko netrukus prieš ar po jau žinomų įvykių. Tačiau vienas žybsnis, nutikęs Didžiajame Magelano debesyje ir pažymėtas XRT 200515 pagal datą, kada nutiko, pasižymėjo visiškai unikaliomis savybėmis. Jis prasidėjo nuo vos kelių sekundžių trukmės pradinio žybsnio, kurio spektras – labai „kietas“, tai reiškia, jame santykinai daug energingų rentgeno spindulių. Vėliau apie 13 minučių truko vis silpnėjanti „minkšta“ – mažai energingų spindulių turinti – uodega, kurios šviesis svyravo. Chandra teleskopu ir anksčiau aptikta rentgeno žybsnių, bet vien jų pradinė fazė trukdavo keletą minučių, o ir spektras gerokai skyrėsi nuo šio. Tyrėjai pasiūlė du galimus žybsnio paaiškinimus. Pirmasis – tai gali būti termobranduolinis sprogimas dvinarėje žvaigždėje, kurios viena komponentė yra neutroninė žvaigždė. Antrasis – tai gali būti magnetaro, išskirtinai stiprų magnetinį lauką turinčios neutroninės žvaigždės, žybsnis. Nei vienas, nei kitas žybsnis anksčiau Didžiajame Magelano debesyje nebuvo aptiktas. Tiesa, gali būti, jog XRT 200515 yra kažkas visiškai naujo, anksčiau niekada nematytas kosminis reiškinys. Nei prieš žybsnį, nei vėliau jo šaltinio pastebėti nepavyko, taigi negalime pasakyti, kokiame kūne žybsnis įvyko. Tyrimo rezultatai publikuojami MNRAS.

***

Kai kurios galaktikos turi žiedus – ne spiralines vijas, o būtent žiedus, apsivijusius galaktiką. Neseniai Hubble teleskopu nufotografuota galaktika jų turi net devynis – daugiau nei bet kuri kita. Apie šią galaktiką ir žiedų prigimtį pasakoja Dr. Becky:

***

Daug aktyvių nykštukinių galaktikų. Visos didelės galaktikos, tokios kaip Paukščių Takas ir didesnės, centre turi po supermasyvią juodąją skylę. Kartais jos tampa aktyvios – aplink susikaupia dujų, kurios, krisdamos skylės link, labai įkaista ir ima ypatingai ryškiai spinduliuoti. O kaip nykštukinėse galaktikose? Ar yra jose supermasyvių juodųjų skylių, o jei yra – kaip dažnai jos būna aktyvios? Nauji rezultatai padeda priartėti prie atsakymo. Naudodami spektrografo DESI, skirto daugybės galaktikų padėčių ir savybių matavimams, pirmojo pusmečio duomenis, mokslininkai ištyrė daugiau nei 1,3 milijono galaktikų. Jų šviesa iki mūsų keliauja iki puspenkto milijardo metų. Daugiau nei 200 tūkstančių galaktikų iš šios imties yra nykštukinės, t.y. jų žvaigždžių bendra masė neviršija trijų milijardų Saulės masių; palyginimui Paukščių Tako žvaigždžių masė yra bent 60, o gal ir 100 milijardų. Patikrinti kiekvieną iš jų, ieškant centre supermasyvios juodosios skylės, neįmanoma ne tik dėl didžiulio skaičiaus, bet ir dėl to, kad DESI duomenų detalumo tam nepakanka. Tačiau atskirti aktyvias ir neaktyvias galaktikas – įmanoma. Tarp masyvių galaktikų, kurių iš viso buvo virš 1,1 milijono, aktyvių atrasta 24 tūkstančiai, o dar beveik 52 tūkstančiai galimai turi aktyvius branduolius. Taigi aktyvių galaktikų procentas siekia 2,1-6,7%. Šie skaičiai gerai dera ir su daugybe kitų vertinimų, kuriuose dažniausiai aktyvių galaktikų dalis siekia apie 5% ar kiek mažiau. Tarp nykštukinių galaktikų aktyvių aptikta 400, o galimai aktyvių – dar 2000. Taigi procentaliai jų yra 0,18-1,1%. Kitaip tariant, tarp nykštukinių galaktikų aktyvumo procentas yra apie 10 kartų mažesnis, nei tarp didelių. Tai irgi atitinka ankstesnius vertinimus, tačiau naujieji rezultatai trigubai padidina žinomų aktyvių nykštukinių galaktikų skaičių. Ar tai reiškia, kad supermasyvią juodąją skylę turi tik kas dešimta nykštukinė galaktika? Nebūtinai – gali būti, kad nykštukinėse galaktikose kilti aktyvumo epizodams sudėtingiau, bet priežastys, kodėl taip turėtų būti, kol kas neaiškios. Dar tarp tyrimo radinių yra 300 juodųjų skylių, kurių masė neviršija milijono Saulės masių. Anksčiau šių objektų žinojome mažiau nei 150, taigi papildoma imtis padės daug geriau suprasti, kuo jų savybės skiriasi nuo masyvesnių, jei skiriasi apskritai. Manoma, kad šios, mažiausios, iš galaktikų centrinių juodųjų skylių, gali būti beveik nepakitusios nuo susiformavimo kažkada Visatos jaunystėje. Taigi jų tyrimai taip pat padės suprasti ir supermasyvių juodųjų skylių atsiradimo scenarijus. Įdomu, kad nors įprastai juodosios skylės masė proporcinga galaktikos masei, iš 300 „mažųjų“ juodųjų skylių tik 70 atrastos nykštukinėse galaktikose, o likusios – masyvesnėse. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Magnetizmo poveikis juodųjų skylių aplinkai. Praktiškai visur Visatoje rasime magnetinį lauką. Dažniausiai jo įtaka dujų judėjimui ir kitiems procesams yra nedidelė, bet kartais gali būti labai reikšminga. Vienas iš tokių atvejų – dujų akrecija į juodąją skylę. Ratu besisukančių dujų magnetinis laukas susisuka į glaudžią spiralę, kerta juodąją skylę ir netgi gali sulėtinti jos sukimąsi. Taip išgauta sukimosi energija gali pereiti aplink esančioms dalelėms, kurios paleidžiamos siaura greita čiurkšle. Bent jau tokios išvados daromos remiantis analitiniais skaičiavimais – tokiais, kurių lygtis galima išspręsti ant popieriaus. Realios sistemos daug sudėtingesnės ir jų analizei pasitelkiami skaitmeniniai modeliai. Dabar mokslininkai pirmą kartą sumodeliavo, kaip stiprus magnetinis laukas paveikia juodąją skylę ir aplink esantį dujų srautą, kai jis susisukęs į ploną diską. Skaitmeniniame modelyje įtraukti ne tik hidrodinaminiai efektai ir magnetinio lauko sąveika su dujomis, bet ir pilni bendrosios reliatyvumo teorijos lygčių sprendiniai, kurie leidžia tikroviškai sekti juodosios skylės sukimąsi ir masės kitimą. Palyginus su analitiniais skaičiavimais ir ankstesniais modeliais, kuriuos nagrinėtas labiau sferiškas medžiagos kritimas į juodąją skylę, magnetinio lauko poveikis sukimuisi yra silpnesnis. Kuo juodoji skylė sukasi sparčiau, tuo didesnė išgaunamos sukimosi energijos dalis perduodama čiurkšlei, bet ši dalis yra tik 10-70%. Likusi energija išspinduliuojama arba paleidžia plačius lėtesnius dalelių vėjus. Papildoma spinduliuotė daugiausiai sukuriama prie pat juodosios skylės įvykių horizonto, kur dujos jos link krenta praktiškai laisvai. Šie rezultatai padės geriau suprasti, kaip formuojasi įvairios struktūros, pavyzdžiui rentgeno spindulius skleidžiantis vainikas, prie juodųjų skylių, ir geriau interpretuoti stebėjimų duomenis. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal.

***

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

Laiqualasse