Ledas Saulės sistemoje slepia daug įdomybių. Po Europos (Jupiterio palydovo) ir Encelado (kuris prie Saturno) ledu plyti vandenynai, o juose gali netgi egzistuoti gyvybė. Bet kaip ją pasiekti? Encelade tikimasi tą padaryti analizuojant iš pietų ašigalio besiveržiančių geizerių vandenį, tačiau gali būti, kad šis vanduo iš tiesų atsiranda gerokai arčiau paviršiaus, tirpstant tai pačiai ledo plutai. Marse po ledu vandens greičiausiai nėra, tačiau yra kieta pluta, kuri, bent jau šiaurės ašigalyje, vis dar smenga gilyn, o tai reiškia, kad ledo kepurė – palyginus jauna. O tolimoje praeityje, kai Marse buvo skysto vandens, jis greičiausiai sukūrė ir mineralus, kurie dabar planetai suteikia raudoną spalvą. Kitose naujienose – ypatingai supermasyvi juodoji skylė tolimoje Visatoje, sėkmingas privačios kompanijos skrydis į Mėnulį ir vertikali egzoplanetos atmosferos struktūra. Gero skaitymo!

***

Sėkmingas privatus nusileidimas Mėnulyje. Sekmadienį ryte, apie pusę vienuoliktos Lietuvos laiku, Mėnulio Krizių jūroje sėkmingai nusileido JAV kompanijos Firefly Aerospace zondas Blue Ghost. Sėkminga šios dar sausį prasidėjusios misijos baigtis buvo pirmasis privačios kompanijos visiškai sėkmingas skrydis į Mėnulį. Pernai panašią misiją įvykdė kita JAV kompanija – Intuitive Machines, tačiau jos zondas Odysseus leisdamasis sulaužė vieną koją ir apvirto. Blue Ghost, pavadintas pagal vieną Šiaurės Amerikos jonvabalių rūšį, po pusantro mėnesio skrydžio leidosi visiškai autonomiškai ir pasirinko lygią vietą nutūpimui, aplenkdamas keletą riedulių. Panšu, kad nusileidimas įvyko ten, kur ir planuota – maždaug 100 metrų dydžio elipsės formos regione. Zondas gabeno net 10 mokslinių eksperimentų, pagamintų NASA užsakymu. Tarp jų yra grąžtas ir termometras, kurių pagalba bus matuojama regolito temperatūra iki trijų metrų gylio, taip pat regolito pašalinimo nuo paviršių sistema. Pastaroji technologija labai svarbi planuojant žmonių misijas į Mėnulį, nes kibios regolito dalelės labai trukdė Apollo astronautams, o daug ilgesnių planuojamų Artemis misijų metu regolitas gali sukelti didžiulių pavojų net ir astronautų gyvybei. Dar vienas eksperimentas – speciali kamera, kuria bus fotografuojamos dulkės, kylančios nuo paviršiaus dėl įvairių elektrostatinių procesų. Tos nuotraukos bus daromos saulėlydžio metu, maždaug po dviejų savaičių. Tiek laiko turėtų trukti ir visa Blue Ghost misija – atėjus nakčiai dvi savaitės šalčio ir tamsos turėtų išsekinti zondo akumuliatorius, tad iš naujo patekėjus Saulei jis greičiausiai nebeveiks.

Blue Ghost – ne vienintelė privati misija į Mėnulį; visai netrukus, ketvirtadienį, Mėnulį turėtų pasiekti antroji Intuitive Machines misija Athena. Jos skrydis į Mėnulį buvo trumpesnis, prasidėjo tik trečiadienį, o nusileidimo vieta – Moutono kalnas vos 160 km atstumu nuo Mėnulio pietų ašigalio. Tai piečiausias taškas, kuriame bando nusileisti kokia nors Mėnulio misija. Zonde keliauja net trys mėnuleigiai, iš kurių vienas prie zondo jungsis per mobiliojo telefono ryšio technologiją – tai bus pirmasis tokios technologijos bandymas Mėnulyje, kuris gali duoti pradžią palyginus paprastam ir patikimam ryšių tinklui mūsų palydove. Dar Athena gabena šokinėjantį zondą, kurio tikslas – pasiekti lavos tunelį ir ištirti jo vidų. Apskritai NASA tikisi nuo šiol kasmet finansuoti bent po dvi sėkmingas privačių kompanijų misijas į Mėnulį; taip bus sukuriamas pagrindas privataus verslo dalyvavimui Mėnulio tyrimuose, o vėliau – ir panaudojime žmonijos reikmėms. Nuo NASA neatsilieka ir Japonija, kurios kompanijos ispace zondas, pakilęs kartu su Blue Ghost, irgi skrieja į Mėnulį, tačiau dėl pasirinktos orbitos nusileidimo lauksime dar tris mėnesius.

***

Marsas paraudo dar šlapias. Marsą Raudonąja planeta vadiname dėl spalvos, kuri matoma net iš Žemės. Vis detalesni tyrimai atskleidė, kad planetą dengia geležies oksido dulkės, kurios ir atspindi raudoną šviesą. Tačiau geležies oksidų esama įvairių, o naujame tyrime mokslininkai nustatė, kad planetą greičiausiai dengia junginys, susiformavęs dar tada, kai Marso paviršiuje buvo daug vandens. Ilgą laiką buvo manoma, kad Marsą dengiančios dulkės daugiausiai susideda iš hematito, kurio cheminė formulė yra . Šis junginys gali susidaryti, kai įvairūs geležies turintys mineralai oksiduojasi veikiami atmosferos deguonies sausoje aplinkoje. Naujojo tyrimo autoriai paėmė įvairių mineralų mėginius, sutrynė juos į dulkes, kurių konsistencija primena Marso paviršių dengiančias, ir išmatavo, kaip efektyviai jos atspindi įvairaus bangos ilgio šviesą. Paaiškėjo, kad daug geriau už hematitą atspindžio spektrą atitinka ferihidrito dulkės, sumišusios su bazaltais ir sulfatais. Ferihidrito cheminė formulė yra , t.y. tai yra hidrintas (vandenilį prisijungęs) geležies oksidas, sukibęs su viena ar keliomis vandens molekulėmis. Toks oksidas, kaip galima nesunkiai atspėti, formuojasi drėgnomis sąlygomis. Taigi tikėtina, kad raudonieji Marso mineralai atsirado pačioje planetos jaunystėje, kai ją dar skalavo vandenys. Tyrėjai taip pat parodė, kad šiandieninės Marso paviršiaus sąlygos, nors ir netinkamos ferihidrito formavimuisi, nesunaikina jo. Šie rezultatai dar kartą patvirtina, kad praeityje Marsas turėjo daug vandens, bei parodo, kad vanduo prieš išgaruodamas spėjo reikšmingai paveikti planetos paviršiaus uolienų savybes. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Communications.

***

Marso ledo kepurė – jauna. Kai Žemę uzdengia ledynas, ledo svoris spaudžia plutą žemyn. Ledynui pasitraukus, pluta ima kilti aukštyn – tai dabar vyksta Šiaurės Europoje, įskaitant Lietuvą. Matuodami, kaip greitai pluta kyla ar leidžiasi, mokslininkai gali nustatyti įvairias Žemės plutos ir mantijos savybes. Dabar pirmą kartą toks metodas pritaikytas kitai planetai – Marsui. Marso ašigalius irgi dengia ledo kepurės. Tyrėjai pasitelkė įvairius matavimus, darytus iš orbitos ir paviršiuje, ir įvertino, kiek šiaurinės kepurės svoris veikia planetos plutą. Gautas rezultatas – pluta leidžiasi žemyn, bet ne greičiau, nei 0,13 milimetro per metus. Turint omeny ledo kepurės dydį – 1000 km skersmenį ir trijų kilometrų storį – toks judėjimas atrodo labai menkas. Tai reiškia, kad bent jau ties šiaurės ašigaliu Marso pluta ir mantija yra šalta ir kieta. Iš kitos pusės, geriausiai duomenis atkuriantys struktūros modeliai prognozuoja, kad ties pusiauju mantija dar turėtų būti minkšta ir dalinai skysta. Taip pat modeliai rodo, jog šiaurinė Marso ledo kepurė yra palyginus jauna – 2-12 milijonų metų amžiaus. Seniau žinojome, kad ledo kepurė yra sluoksniuota ir kas keliasdešimt tūkstančių metų pildosi naujais anglies dvideginio ir vandens ledo sluoksniais, o dabar galime teigti, jog ji apskritai yra gana jauna, lyginant su kitomis Marso paviršiaus struktūromis. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature.

***

Encelado geizeriai – iš paviršiaus? Saturno palydovo Encelado pietų ašigalio apylinkėse trykšta geizeriai. Jų druskingas vanduo laikomas geriausiu įrodymu, kad po palydovą dengiančia ledo pluta plyti vandenynas, o jame vyksta įvairūs įdomūs procesai, galbūt net sudarantys sąlygas gyvybei egzistuoti. Bet ar tikrai geizeriai veržiasi iš giliai esančioje vandenyno? Naujame tyrime nagrinėjama alternatyvi hipotezė, jog geizerių šaltinis yra tirpstantis ledas gerokai arčiau paviršiaus. Tyrėjai sumodeliavo, kaip galėtų vystytis medžiaga giliame ledo plutos trūkyje, veikiant trinčiai bei kitiems reikšmingiems procesams. Encelado pietų ašigalio regione egzistuoja milžiniški pailgi trūkiai, jie vadinami “tigro dryžiais”. Pluta priešinguose trūkio šonuose juda nevienodai, o susidaranti trintis gali ištirpdyti ledą. Besiplėsdamas vanduo ima veržtis platyn, pakyla iki paviršiaus ir ištrykšta kaip geizeris. Modeliu tyrėjai parodė, kad maksimalios tikėtinos trinties tikrai pakanka, kad sukeltų stebimus geizerius. Iš kitos pusės, ledas neištirptų pilnai, taigi geizerių vandens cheminė sudėtis turėtų skirtis nuo ledo plutos sudėties. Jei pastaroji susidaro iš vandenyno medžiagos, geizeriai greičiausią neatspindi vandenyno sandaros ir įvairovės, taigi daryti išvadas apie vandenyną derėtų atsargiai. Tyrimo rezultatai publikuojami Geophysical Research Letters.

***

Saulės sistemą gaubia milžiniškas nuolaužų – ledo ir uolienų grumstų – telkinys, vadinamas Oorto debesiu. Bent jau taip manome: toks scenarijus paaiškina kometų kilmę, jis išplaukia iš planetų formavimosi modelių. Tačiau tiesioginių įrodymų apie Oorto debesies egzistavimą, bent kol kas, neturime. Apie tai pasakoja Astrum:

***

Saulės sistema kirto Oriono ūką. Nors nakties dangus gali atrodyti amžinas ir nekintantis, iš tiesų visos žvaigždės ir kiti objektai juda. Tiesiog plika akimi matomi pokyčiai danguje pasireiškia per šimtus tūkstančių metų ir ilgesnius laikotarpius. Saulės sistema, judėdama Galaktikoje, kerta įvairias struktūras – tarpžvaigždinės medžiagos sutankėjimus ir praretėjimus. Dabar ji yra retesnėje aplinkoje, tačiau praeityje galėjo būti ir tankesnėje. Dabar astronomai apskaičiavo, jog paskutinis toks apsilankymas tankiame regione nutiko prieš keliolika milijonų metų. Pasirinkę 56 padrikuosius spiečius, kurių amžius neviršija 30 milijonų metų ir kurie priklauso neseniai aptiktai struktūrai, vadinamai Radcliffe banga, tyrėjai apskaičiavo Saulės sistemos judėjimo greitį jų atžvilgiu. Taip jie nustatė, kad Saulės sistema kirto šią bangą maždaug ties Oriono ūku prieš 11,5-18,2 milijono metų. Labiausiai tikėtinas praskriejimo laikas yra prieš 12,4-14,8 milijono metų. Įdomu, kad šis laikotarpis sutampa su Vidurinio Mioceno klimato virsmu Žemėje, kai ankstesnį šiltą klimatą pakeitė gerokai vėsesnis ir susiformavo nuolatinė ledo kepurė Antarktidoje. Ar gali šie įvykiai būti susiję? Galbūt, nes Saulės sistemai judant pro tankesnį ir dulkėtą regioną, Saulės vėjas nepajėgė taip efektyviai nustumti tarpžvaigždinės medžiagos, taigi tarpplanetinę erdvę ir Žemės atmosferą pasiekė daugiau tarpžvaigždinių dulkių, kurios galėjo pritemdyti Saulę ir atšaldyti klimatą. Tiesa, vyraujanti nuomonė apie Vidutinio Mioceno klimato virsmą yra tokia, kad jis nutiko dėl anglies dvideginio kiekio sumažėjimo atmosferoje. Oriono ūke, jaunų žvaigždžių apsuptyje, greičiausiai buvo daug radioaktyvių elementų, kurių pėdsakai galimai irgi tūno Žemės gelmėse. Kol kas jų nėra aptikta, bet ateityje galbūt pavyks. Taip bus patikrintos ir šio tyrimo išvados ir sužinosime daugiau apie Žemės kosminę istoriją. Tyrimo rezultatai publikuojami Astronomy & Astrophysics.

***

Vertikali egzoplanetos atmosferos struktūra. Saulės sistemos planetų atmosferos labai įvairios. Vienos sukasi greitai, kitos lėtai, vienos turi juostas, kitos labiau tolygios. Egzoplanetų atmosferos turėtų pasižymėti dar platesne įvairove, tačiau jas tirti labai sudėtinga. Pačių egzoplanetų nufotografuoti dažniausias neįmanoma, tad stebime tik jų poveikį žvaigždėms – pavyzdžiui, pritemdymą tranzito metu. Išmatavę žvaigždės spektrą tranzito metu ir prieš/po jo, galime nustatyti ir planetos atmosferos sandarą, nes skirtingi elementai sugeria nevienodo bangos ilgio šviesą. Dabar pirmą kartą tokia analizė padaryta pakankamai detaliai, kad tapo įmanoma išsiaiškinti trimatę atmosferos struktūrą. Taikiniu pasirinkta planeta WASP-121b – 15% už Jupiterį masyvesnė planeta, skriejanti vos 1,3 parų periodi aplink savo žvaigždę. Planeta yra potvyniškai prirakinta prie žvaigždės – visą laiką į ją atsukusi vieną pusę, kaip Mėnulis į Žemę. Jos atmosfera labai įkaitusi – dieninėje pusėje siekia 3000 laipsnių, ir net naktinėje pasiekia 1500. Įkaitusi atmosfera išsipučia, todėl tampa lengviau nustatyti jos sandarą. Naudodami keturis Čilėje įrengtus aštuonių metrų skersmens regimųjų spindulių teleskopus, tyrėjai išmatavo vandenilio, natrio ir geležies dujų (tokioje aukštoje temperatūroje net ir geležis išgaruoja) savybes WASP-121b atmosferoje. Paaiškėjo, kad skirtingi elementai juda nevienodai. Geležis visoje planetoje juda penkių km/s greičiu iš taško tiesiai po žvaigžde į priešingą planetos pusę, vandenilis srūva čiurkšle aplink pusiaują keturis kartus greičiau, o natris pasidalinęs į sluoksnius, vienas kurių juda kaip geležis, kitas – kaip vandenilis. Taip pat aptikta ir požymių, kad vandenilis plečiasi ir bėga iš planetos. Atmosferos struktūros modeliai rodo, kad geležis greičiausiai matoma gilesniame sluoksnyje, kur iš žvaigždės gaunama energija sklinda tolygiai, o vandenilis – aukščiau, kur žvaigždės vėjas ir planetos sukimasis leidžia susidaryti čiurkšlei. Deja, modeliai, paremti vien fizikinėmis žiniomis apie dujų judėjimą, stebėjimų duomenų neatkuria. Tai reiškia, kad modelius dar reikia tobulinti. Apskritai šie rezultatai labai naudingi kaip pirmas žingsnis trimačių egzoplanetų atmosferų modelių link, o šie modeliai bus labai naudingi, kai naujos kartos teleskopai pradės fiksuoti uolinių egzoplanetų atmosferų sandarą. Tada galėsime išsiaiškinti, kuriose iš jų yra skysto vandens, o gal ir gyvybės. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature.

***

Palaidos planetos formuojasi audringai. Įvairiose vietose kosmose kartais aptinkame vienišų planetų – jos skraido pačios sau, nesisuka apie jokią žvaigždę. Kaip jos atsirado? Yra dvi pagrindinės hipotezės. Pirmoji – jos formuojasi panašiai, kaip žvaigždės, tik dėl kažkokių priežasčių nė kiek neužauga. Šis modelis negali paaiškinti stebimo palaidų planetų skaičiaus (jų randama gerokai daugiau, nei prognozuojama) ir dvinariškumo (dvinarių irgi daug daugiau, nei prognozuojama). Antroji hipotezė – tai yra planetos, išmestos iš savo sistemų. Bet šis modelis irgi prognozuoja gerokai mažiau dvinarių planetų, be to, pagal jį planetos turėtų judėti daug didesniais greičiais, nei žvaigždės, o taip nėra. Dabar mokslininkai pasiūlė trečią modelį, kuris paaiškina visas stebimų planetų-vienišių savybes. Pasitelkę hidrodinaminį skaitmeninį modelį, jie ištyrė dviejų protoplanetinių diskų susidūrimo eigą. Tokie dulkių ir dujų diskai supa kiekvieną besiformuojančią ir ką tik gimusią žvaigždę, o žvaigždėdaros regionuose artimi jų prasilenkimai gali vykti dažnai. Suskaičiavus įvairias modelio realizacijas su skirtingomis pradinėmis konfigūracijomis paaiškėjo, kad jei diskai prasilenkia kelių šimtų astronominių vienetų atstumu – kelis šimtus kartų didesniu, nei skiria Saulę nuo Žemės – 2-3 km/s greičiu, tarp jų susidaro plati dujų juosta, kurioje gali staigiai išaugti gravitaciškai surišti gumulai. Tokios juostos, vadinamos potvyniniais tiltais, susidaro ir prasilenkiant galaktikoms, iš jų gali susidaryti naujos nykštukinės galaktikos. Protoplanetinių diskų potvyniniuose tiltuose formuojasi vienas ar keli planetinės masės objektai. Net 14% jų susidaro iškart susiporavę į dvinares sistemas – tai gerai atitinka stebėjimus. O planetų judėjimo greitis panašus į protoplanetinių diskų, taigi nesiskiria nuo tipinio žvaigždžių greičio regione. Geriausias patikrinimas tokiam modeliui būtų aptikti besiformuojančias palaidas planetas šalia dviejų protoplanetinių diskų, kurie neseniai prasilenkė. Aišku, tokia konfigūracija pasitaiko nedažnai, tad ir aptikti ją lengva nebus. Tyrimo rezultatai publikuojami Science Advances.

***

Tamsiosios materijos matavimas pulsarais. Tamsioji materija gaubia (beveik) kiekvieną galaktiką plačiu halu. Centrinėse galaktikų dalyse jos palyginus nedaug, tačiau tolstant nuo centro poveikis – stipresnė, nei tikėtumeisi, gravitacija – tampa vis labiau juntamas. Kiek tamsiosios materijos yra Saulės aplinkoje? Tiksliai išmatuoti jos kiekį – labai sudėtinga, mat tam reikia tikslių gravitacinio potencialo matavimų. O šiuos, savo ruožtu, atlikti sunku, nes jiems reikia išmatuoti žvaigždžių ar kitų objektų judėjimo pagreičius. Ne greičius, kuriuos išmatuoti pakankamai paprasta, bet jų kitimo spartą, kuri dažnai siekia vos keletą metrų per sekundę per metus. Žvaigždžių judėjimo greičio matavimo paklaidos yra panašaus dydžio ar net didesnės, taigi pagreitį nustatyti praktiškai neįmanoma. Vilties suteikia pulsarai – ypatingai reguliariai besisukančios neutroninės žvaigždės. Jų žybsniai, matomi kartą arba du per apsisukimo periodą, iš principo galėtų būti pritaikyti judėjimo pagreičiui matuoti, nes judančios žvaigždės signalai mus pasiekia ne taip pat dažnai, kaip stacionarios, o kintant greičiui, kinta ir regimas periodas. Deja, čia irgi kyla problema – pulsarų sukimosi periodai gali keistis ir dėl kitų priežasčių, susijusių su pačių objektų vidiniais procesais. Taigi iki šiol pagreičio matavimai buvo įmanomi tik dvinariams pulsarams, kurių orbitos periodas dėl vidinių procesų nesikeičia. Visgi dauguma pulsarų yra pavieniai, o ne dvinariai, taigi norėtųsi kaip nors panaudoti ir juos. Dabar pirmą kartą tai pavyko. Pasitelkę žinias apie dvinarius pulsarus, tyrėjai daug tiksliau, nei bet kada iki šiol, nustatė, kiek stipriai jų sukimosi periodą keičia vidiniai procesai. Nors gauti sąryšiai, panašu, tinkami tik santykinai silpną magnetinį lauką turintiems seniems pulsarams, net ir tokių tarp pavienių pulsarų yra pakankamai nemažai. Gaia teleskopo duomenų kataloguose jie aptiko 26 pavienius pulsarus, kurių padėtis erdvėje žinoma pakankamai tiksliai. Tai – beveik tiek pat, kiek ir seniau žinoma dvinarių pulsarų populiacija (28 poros), taigi pagreičių imtis praktiškai padvigubėjo. Išmatavus pulsarų periodus bei periodų kitimą laikui bėgant, pavyko apskaičiuoti pagreičius tikslumu, siekiančiu 1 cm/s per metus. Tai daug didesnis tikslumas, nei ankstesnių analogiškų tyrimų, tad ir gravitacinio potencialo bei materijos tankio duomenys suskaičiuoti beprecedentiškai tiksliai. Įvertinta, kad bendras medžiagos tankis Saulės aplinkoje siekia 0,086 Saulės masės į kubinį parseką, o tamsioji materija sudaro apie šeštadalį šio skaičiaus – 0,014 Saulės masės į kubinį parseką. Abiejų rezultatų paklaida neviršija 0,01 Saulės masės į kubinį parseką. Taip pat pastebėta, kad į šiaurę ir pietus nuo Galaktikos disko plokštumos esančių pulsarų pagreičiai gerokai skiriasi; taip greičiausiai yra dėl Paukščių Tako asimetrijos, atsirandančios dėl sąveikos su Magelano debesimis. Šie rezultatai padės patobulinti Paukščių Tako struktūros modelius. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Detali aktyvių branduolių reverberacija. Aktyvūs galaktikų branduoliai yra struktūros, susidarančios galaktikų centruose, kai į centrinę supermasyvią juodąją skylę ima sparčiai kristi dujos. Jos susisuka į paplokščią diską, tačiau šalia skrajoja ir daugybė įvairaus tankio debesų. Priklausomai nuo atstumo iki juodosios skylės ir disko, debesų medžiaga nevienodai jonizuojama, skiriasi ir kitos jos savybės. Deja, tiesiogiai stebėti šių skirtumų neįmanoma, nes struktūrų dydis gerokai per mažas, kad išskirtume šiuolaikiniais teleskopais. Dažnas būdas jas tirti, taip pat naudojamas ir juodosios skylės masės nustatymui, yra reverberacijos matavimas. Šis metodas remiasi tuo, kad akrecinio disko spinduliuotė nuolat truputį kinta, o nuo jos priklausanti debesų spinduliuotė pakinta šiek tiek vėliau. Taip nutinka dėl baigtinio laiko – dažniausiai matuojamo dienomis ar savaitėmis – kurį užtrunka šviesa, judėdama nuo akrecinio disko centrinės dalies iki aplinkinių debesų. Dažniausiai reverberacijos matavimai atliekami stebint kokią nors vieną spektro liniją, kuria ryškiai šviečia debesys. Tačiau skirtingos jonizacijos debesys švyti skirtingomis linijomis, tad dabar mokslininkai pirmą kartą išbandė reverberacijos matavimus atlikti vienu metu net penkioms linijoms. Stebėjimams jie pasirinko du aktyvius branduolius, kurių šviesis pastebimai keičiasi vos keleto metų laikotarpiu. Nauji stebėjimai aprėpė maždaug 200 naktų, tačiau archyviniai duomenys siekia maždaug dešimtmetį. Kaip ir tikėtasi, pastebėta, kad aukštesnei jonizacijai būdingos spektro linijos į centrinio šaltinio šviesio pokyčius reaguoja greičiau, t.y. jos kyla debesyse, esančiuose arčiau centro. Taip pat nustatyti tipiniai skirtingas linijas skleidžiančių debesų greičiai, o tai leido susidaryti vaizdą apie dujų dinamiką abiejų galaktikų centruose. Vienoje aptikta, jog pačiame centre debesys tolsta nuo centro, o kiek toliau – sukasi daugmaž apskritiminėmis orbitomis; kitoje, priešingai, apskritiminis sukimasis būdingas centrinei daliai, o toliau nuo centro esančios dujos krenta juodosios skylės link. Tai rodo, kad aktyvių branduolių dujų judėjimas gali būti labai įvairus, bet greičiausiai pasižymi tuo, kad dujos išstumiamos lauk pradedant nuo centrinių dalių. Kita įdomi tendencija – tolimesnių debesų šviesis išaugo kartu su augančiu aktyvaus branduolio šviesiu, o vėliau abu kartu sumažėjo, tuo tarpu artimesniuose debesyse koreliacija buvo priešinga, t.y. branduoliui paryškėjus, debesų spinduliuotė sumažėdavo. Tai gali būti susiję su debesų sandara ir “viršjonizavimu”, kai paryškėjus branduolio spinduliuotei, artimesniuose debesyse nebelieka specifines linijas skleidžiančių dujų. Bendrai paėmus šie rezultatai rodo, kad skirtingos spektro linijos gali atskleisti gerokai skirtingą vaizdą apie aktyvių branduolių aplinkos savybes, tad naudoti keleto linijų reverberacijos matavimus labai svarbu, norint susidaryti pilną vaizdą. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal.

***

Tolima ultramasyvi juodoji skylė. Kiekvienos didelės galaktikos centre rasime supermasyvią juodąją skylę. Jų masės prasideda nuo kelių šimtų tūkstančių Saulės masių, o didžiausios siekia net keliasdešimt milijardų. Pastarosios – tiksliau sakant visos, masyvesnės nei maždaug penki milijardai Saulės masių, – dažnai vadinamos ultramasyviomis. Viena įdomi ultramasyvių juodųjų skylių savybė – jų masės santykis su įvairiomis galaktikos savybėmis yra aukštesnis, nei galima prognozuoti pagal mažesnių juodųjų skylių ir galaktikų sąryšius. Dabar ši tendencija patvirtinta aptikus dar vieną ultramasyvią juodąją skylę – daug tolimesnę, nei anksčiau atrastos. Objektas aptiktas galaktikoje, kurios šviesa iki mūsų keliauja daugiau nei puspenkto milijardo metų. Galaktika paieškoms pasirinkta neatsitiktinai – jos gravitacija iškreipia toliau esančios galaktikos šviesą į puslankį, vadinamą Kosmine pasaga. Tokių gravitacinio lęšiavimo pavyzdžių žinome ne vieną, bet šis – vienas iš idealiausių, rodantis, kad galaktika yra beveik sferiškai simetriška. Be to, jis padeda įvertinti tiek galaktikos, tiek jos juodosios skylės masę. Būtent tokią analizę ir atliko tyrimo autoriai, ir nustatė, kad Pasagos centre yra 36 milijardų Saulės masių juodoji skylė. Kaip ir kelios kitos ultramasyvios juodosios skylės, ji yra beveik dešimt kartų masyvesnė, nei turėtų būti pagal galaktikos žvaigždžių greičių dispersiją. Šis dydis, rodantis, kokiu tipiniu greičiu juda žvaigždės visoje elipsinėje galaktikoje, glaudžiai siejasi su juodosios skylės mase, tačiau pagal žinomus sąryšius Pasagos juodoji skylė turėtų būti tik maždaug keturių milijardų Saulės masių. Kodėl atsiranda toks skirtumas – nežinia. Gali būti, kad juodoji skylė šioje galaktikoje atsirado jungiantis kelioms mažesnėms, o susijungimų metu aplinkinės žvaigždės buvo išsvaidytos lauk. Taip juodosios skylės masė išaugo, o žvaigždžių greičių dispersija – sumažėjo. Bet tikroji priežastis gali būti ir kitokia. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Masyvios galaktikos gravitacija gali iškreipti toliau esančių objektų šviesą. Idealiu atveju, kai abu objektai ir Žemė išsidėsto vienoje linijoje, galime gauti netgi žiedą. Čia matome vieną tokį nedažną pavyzdį – žiedą aplink galaktiką NGC 6505, netolimo spiečiaus centre. Tolimos galaktikos vaizdas ne tik iškreipiamas, bet ir paryškėja, todėl šie iškreipti vaizdai labai naudingi tiriant tolimų galaktikų savybes.

***

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

Laiqualasse