Astronomus kartais kaltina tuo, kad nagrinėjame sferines karves vakuume, bet kartais šios karvės pasirodo esančios nesimetriškos. Pavyzdžiui Mėnulis, pasirodo, tolimojoje pusėje sausesnis, nei nukreiptoje į mus. O palydovinės galaktikos aplink kaimyninę Andromedą pasisukusios į Paukščių Tako pusę. Nykštukinių galaktikų centruose kartais pasitaiko nesimetriškų žvaigždžių spiečių, kurie byloja, jog ten neseniai keli spiečiai susijungė į vieną. Kitose, labiau simetriškose, naujienose – skaičiavimai apie galimą biomasės kiekį Titane, Urano sukimosi periodo patikslinimas ir analizė, kokios gali būti mažiausios įmanomos galaktikos. Gero skaitymo!

***

Žemė kadaise greičiausiai turėjo žiedus. Turbūt neilgai, bet pakankamai, kad jų egzistavimas matytųsi senovinių asteroidų smūgių duomenyse. Apie tai plačiau pasakoja PBS Space Time:

***

Mėnulio orbita šiek tiek pasvirusi, lyginant su Žemės, tad palydovas aplanko vis kitas dangaus vietas – nors, žinoma, ne visas. Nuo 2023-ųjų iki 2029-ųjų kas mėnesį jis praskrenda visai šalia Sietyno, arba Plejadžių – nedidelio spiečiaus Tauro žvaigždyne. Šis kadras pagautas kaip tik praeitą savaitę.

***

Tolimoji Mėnulio pusė – sausesnė. Visas Mėnulio paviršius yra labai sausas, tačiau šiek tiek vandens jame rasti galima. Nors kiekiai gerokai mažesni, nei sausiausiose Žemės dykumose, jie suteikia žinių apie Mėnulio formavimąsi ir vėlesnę evoliuciją. Vanduo ir dar keli elementai, tokie kaip ceris ar toris, laikomi „nedraugiškais“ mineralams – stingstant magmos okeanui, jie ilgą laiką išsilaikė skystoje frakcijoje ir į mineralus pateko tik pačioje pabaigoje. Todėl ir jų gausos santykiai skirtingose vietose turėtų būti panašūs. Pastebėję, kad torio gausa tolimosios Mėnulio pusės Pietų poliaus-Aitkeno baseine yra mažesnė, nei artimosios, dabar mokslininkai ištyrė vandens gausą ir gavo analogišką išvadą: tolimoji Mėnulio pusė atrodo sausesnė. Tyrimui pasitelkti Chang’e-6 misijos pargabenti mėginiai – kol kas vieninteliai mūsų turimi mėginiai iš tolimosios Mėnulio pusės. Ten esančiuose mineraluose apatituose užfiksuotas vandens kiekis nuo 345 iki 3529 mikrogramų grame. Žinant jį bei cerio gausą, galima įvertinti ir tikėtiną vandens gausą magmoje, iš kurios formavosi apatitai – 15-168 mikrogramai grame, – ir vandens gausą mantijos magmoje iki jai pradedant stingti: 1-1,5 mikrogramai grame. Šis skaičius paklaidų ribose dera su vertėmis, gautomis analizuojant artimosios pusės mėginius, tačiau yra arti apatinės paklaidų ribos. Už vidutinę artimosios pusės uolienų drėgmės vertę jis mažesnis apie septynis kartus. Šie rezultatai padės geriau suprasti, kiek vandens apskritai buvo Mėnulyje, nes Apollo ir Luna misijų pargabenti mėginiai greičiausiai parodė nepilną paveikslą. Tai leis patikrinti ir patikslinti Mėnulio formavimosi modelį ir vėlesnę Mėnulio raidą. Savaime suprantama, norint geriau išsiaiškinti šiuos dalykus, reikės ir daugiau mėginių iš kuo įvairesnių Mėnulio regionų. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature.

***

Titane gyvybės daug nebus. Saturno palydovas Titanas (astro)biologams labai įdomus tuo, kad jo paviršiuje egzistuoja gana sudėtinga ekosistema. Nors gyvybės ten, bent kol kas, nerasta, esama upių, ežerų, lyja lietūs, krinta sniegas ir vyksta panašūs reiškiniai, kurių dauguma analogų turi tik Žemėje. Tiesa, skystas ten ne vanduo, o metanas ir etanas. Nepaisant labai žemos temperatūros, Titane formuojasi įvairūs organiniai junginiai, kurie gali tapti pagrindu labai skirtingai nuo mūsiškės gyvybei. Bet iš principo ten gali būti ir panašios į žemišką gyvybės. Tik ji, jei ir egzistuoja, kaupiasi ne paviršiuje, o popaviršiniame vandenyne – sudarytame iš tikro mums pažįstamo vandens. Šį vandenyną net ir per storą ledo sluoksnį gali pasiekti organinės medžiagos iš paviršiaus; jos taptų puikiu maistu galimai egzistuojantiems mikroorganizmams. Deja, išnagrinėję šį procesą mokslininkai priėjo išvados, kad net jei gyvybės popaviršiniame vandenyne Titane ir yra, bendras biomasės kiekis tėra visiškai menkas. Tyrėjai apskaičiavo, kiek glicino patenka į Titano popaviršinį vandenyną. Ši, pati paprasčiausia, aminorūgštis daugybei biologinių procesų yra bene pagrindinis „kuras“, taigi labai tikėtina, kad būtent jos kiekis gali riboti biomasės gaminimo spartą. Glicinas gali formuotis Titano atmosferoje ir paviršiuje arba pasiekti palydovą iš kosmoso, nes jo randama ir įvairiuose asteroiduose. Į Titaną įsirėžus asteroidui, paviršiaus ledas kuriam laikui ištirpsta, o vėliau tirpalo telkinys gali imti skverbtis žemyn ir galiausiai pasiekti po keliasdešimties kilometrų storio pluta plytintį vandenyną. Deja, įvertinus asteroidų smūgių dažnį ir tikėtiną glicino kiekį Titane, apskaičiuota glicino papildymo sparta siekia mažiau nei dešimt nanomolių per metus vienam kilogramui vandenyno vandens. Tokio kiekio užtektų palaikyti tik labai menką biosferą – nuo 100 trilijonų iki 100 kvadrilijonų ląstelių, arba vos kelių kilogramų anglies. Jei ląstelės pasklidusios po visą vandenyną, viename kilograme vandens vidutiniškai rastume po vieną ląstelę. Tad net jei kada tyrimų misija į Titaną pajėgs prasiskverbti pro plutą ir ištirti popaviršinį vandenyną, gyvybės atrasti ten tikėtis neverta. Nebent, aišku, ji susikoncentravusi į patį jo viršų ir sudaro ploną bioplėvelę tiesa apatine ledo plutos riba. Tyrimo rezultatai publikuojami The Planetary Science Journal.

***

Patikslintas Urano sukimosi periodas. Uolinių planetų sukimosi periodą išmatuoti iš principo nesudėtinga. Užtenka pasirinkti kokį nors paviršiaus tašką ir palaukti, kol jis atsisuka į tą pačią padėtį Saulės arba žvaigždžių atžvilgiu. Dujinėms planetoms sudėtingiau: debesys jų atmosferos viršuje keičia formą, be to, skirtingi sluoksniai ir net skirtingos platumos gali suktis nevienodu greičiu. Todėl įprastai jų sukimosi periodas siejamas su magnetinio lauko sukimusi. 1986 metais Voyager 2, skrisdamas pro Uraną, išmatavo jo sukimosi periodą – kiek daugiau nei 17 valandų ir 14 minučių. Deja, matavimo paklaida siekė apie 36 sekundes, tad vos po keleto metų šie duomenys tapo nebenaudingi, siekiant pasakyti, kur konkrečiu metu nukreiptas Urano magnetinis ašigalis. Vėlesniais dešimtmečiais buvo dar keletas bandymų matuoti Urano sukimosi periodą, bet jie davė mažai patikimus ir tarpusavyje nederančius rezultatus. Dabar mokslininkai, naudodamiesi Hubble teleskopu, Urano sukimosi periodą išmatavo tūkstantį kartų tiksliau. Daugiau nei dešimtmetį aprėpiantys ultravioletinių pašvaisčių stebėjimai leido beprecedentiškai tiksliai nustatyti, kad Uranas aplink savo ašį apsisuka per 17 valandų, 14 minučių ir 52,310 sekundės, su vos 0,036 sekundės paklaida. Šis rezultatas 28 sekundėmis viršija nustatytąjį Voyager 2, bet neprieštarauja pastarajam. Tuo tarpu kitų matavimų rezultatus galima gana tvirtai atmesti. Remiantis naujuoju rezultatu sudaryta Urano koordinačių sistema turėtų išlikti patikima bent dešimtmečius, o tai bus aktualu planuojant misiją į šią tolimą planetą. Apie ją svarstoma ne vieną dešimtmetį ir gali būti, kad iki amžiaus vidurio ji išskris. Pasiekęs Uraną zondas galėtų dar labiau patikslinti planetos sukimosi vertę. Tikslesnės žinios apie planetos sukimosi greitį svarbios ir siekiant suvokti jos gelmių struktūrą – branduolio savybes ir sąveiką su atmosfera, – taip pat evoliuciją ir magnetinio lauko generavimo mechanizmą. Urano sukimasis įdomus ir tuo, kad planetos sukimosi ašis yra beveik statmena orbitos ašiai, o magnetinio lauko ašis pasvirusi dar beveik 60 laipsnių. Kaip susidarė tokia neįprasta konfigūracija, kol kas nežinome, tačiau tai galimai susiję su katastrofiškais susidūrimais planetos jaunystėje. Detalesnės žinios apie jos sukimąsi padės ieškant ir atsakymų į šiuos klausimus. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Astronomy.

***

Mažasis Magelano debesis plėšomas. Paukščių Takas turi bent kelias dešimtis palydovinių galaktikų, bet plika akimi matomos tik dvi – Didysis ir Mažasis Magelano debesys. Jos ir danguje matomos, ir iš tiesų yra netoli viena kitos, tad tarpusavio gravitacija iškreipia jų formą. Jau seniai žinoma, kad galaktikas jungia vadinamasis Magelano tiltas, sudarytas iš dujų ir žvaigždžių, kurias tiek Paukščių Tako, tiek Didžiojo debesies gravitacija ištempia iš Mažojo. Dabar astronomai nustatė, kad tuo poveikis Mažajam debesiui neapsiriboja – ši, pasirodo, apskritai plyšta per pusę. Atradimas padarytas kaip didesnio tyrimo apie masyvias žvaigždes Mažajame Magelano debesyje dalis. Identifikavę daugiau nei 7000 tokių žvaigždžių, tyrėjai išnagrinėjo, kur jos yra ir kaip juda. Jų padėtys netikėtumų nepateikė: žvaigždės matomos daugmaž ten pat, kur ir pagrindiniai dujų telkiniai. Masyvios žvaigždės gyvena trumpai ir nespėja pabėgti toli nuo susiformavimo vietų, todėl ir randamos ten pat, kur formuojasi žvaigždės. Bet jų judėjimo greičiai atskleidė kitokį paveikslą. Tiek dangaus skliaute, tiek išilgai stebėjimo krypties pietų-pietryčių pusėje žvaigždės juda į vieną pusę, o šiaurės-šiaurės vakarų – į priešingą, ir tolsta vienos nuo kitų. Kitaip tariant, galaktika tempiama išilgai pietryčių-šiaurės vakarų ašies. Išilgai tos ašies randame ir Didįjį Magelano debesį, kurio gravitacija greičiausiai ir yra atsakinga už ištempimą. Šie rezultatai gerai dera ir su pernykščiu atradimu, kad Mažasis Magelano debesis greičiausiai yra dvi galaktikos, kurias matome susiprojektavusias vieną prieš kitą. Toks pasidalinimas gali būti jau kurį laiką besitęsiančio plėšymo pasekmė. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal.

***

Andromedos juodosios skylės kintamumas. Kiekvienos galaktikos centre yra supermasyvi juodoji skylė. Paukščių Take ji vadinama Šaulio A* pagal žvaigždyną, kuriame yra matoma, o kitose galaktikose – galaktikos pavadinimu ir žvaigždute. Štai kaimyninėje Andromedoje, arba M31, esanti beveik 100 milijonų Saulės masių juodoji skylė žinoma kaip M31*. Aplink ją esama įvairių dujų, dulkių, smulkių grumstų ir kitokių objektų, kurie nuolat krenta ir į juodąją skylę. Šių procesų metu išskiriama energija, kurią matome praktiškai visame elektromagnetinių bangų diapazone, nuo radijo iki rentgeno spindulių. Rentgeno ruože į M31* (tiksliau sakant, į visą Andromedos centrinę dalį) kartais nukreipiamas Chandra kosminis teleskopas. Dabar mokslininkai pateikė ilgiausios trukmės šių stebėjimų duomenų analizę. Ji apima 2009-2024 metus ir gerai papildo anksčiau analizuotus 2000-2010 metų duomenis. Seniau buvo pastebėta, kad 2006 metais rentgeno šviesis išaugo; naujuose duomenyse matyti, kad padidėjęs šviesis išliko bent iki 2016 metų, kai Chandra nustojo reguliariai žiūrėti į M31*. Tačiau ir vėlesniuose, ne taip dažnai rinktuose, duomenyse matyti, kad didesnis šviesis išliko iki 2024 metų. Dar vienas, trumpas žybsnis įvyko 2013 metais. Tuo metu kiti rentgeno spindulių šaltiniai, matomi Andromedos centrinėje dalyje, buvo išskirtinai blausūs, taigi būtent tuo metu išmatuotas M31* spektras – tiek rentgeno, tiek gretimuose ruožuose – yra ypatingai kokybiškas. 2013 metų žybsnio spektras labai panašus į Šaulio A* spektrą ramybės būsenoje, t.y. tuo metu, kai žybsniai nevyksta. Reikšmingai spektras nesiskiria ir kitu metu – tai leidžia daryti išvadą, kad žybsniai yra tiesiog nuolatinio medžiagos srauto į M31* padidėjimai. Tuo tarpu Šaulio A* žybsnių metu spektras gerokai pakinta, kas rodo, kad pasikeičia pats medžiagos kritimo į juodąją skylę pobūdis ar krentančios medžiagos sudėtis. Kodėl abiejų juodųjų skylių žybsnių pobūdis skiriasi – nežinia. Tyrėjai tikisi atsakymą į šį klausimą rasti nagrinėjant dar ilgesnius stebėjimų duomenis arba informaciją apie kitas supermasyvias juodąsias skyles. Deja, pastarųjų aplink mus, tokiu atstumu, kad galėtume patikimai išskirti vieną objektą, nėra daug. O ilgesniems stebėjimams reikia nuolat veikiančių teleskopų; Chandra šiuo metu dar veikia, bet per daugiau nei du dešimtmečius darbo gerokai paseno. Jį galintis pakeisti teleskopas AXIS darbą pradės ne anksčiau nei 2030-aisiais, kiti, tokie kaip Lynx ar NewAthena – dar vėliau. Tad gali būti, kad gilesnių įžvalgų apie artimiausias supermasyvias juodąsias skyles reikės palaukti. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal.

***

Andromedos palydovės išsidėsčiusios anomaliai. Kiekvieną didelę galaktiką supa nykštukinės palydovės. Aplink Paukščių Taką jų žinome virš 60, aplink Andromedą – jau 37. Neabejotinai jų yra ir daugiau, nes Andromeda pati yra didesnė už mūsų Galaktiką. Bet ir tos, kurias žinome, užmena įdomių mįslių apie Vietinės galaktikų grupės, o gal ir visos Visatos struktūrų, raidą. Jau seniau žinoma, kad dauguma Andromedos palydovinių galaktikų išsidėsčiusios vienoje plokštumoje, į kurią patenka ir Paukščių Takas. O dabar nustatyta, kad dauguma palydovių yra artimesnėje mums Andromedos pusėje. Naudodami naujausius duomenis apie atstumus iki Andromedą supančių nykštukinių galaktikų, tyrimo autoriai sudarė trimatį jų erdvėlapį Andromedos atžvilgiu. Taip jie pastebėjo, kad 36 iš 37 žinomų Andromedos palydovių išsidėsčiusios kryptimis, kurios su kryptimi Paukščių Tako link sudaro ne didesnį nei 107 laipsnių kampą. Toks kūgis užima tik 64% viso rutulio, supančio Andromedą, tūrio. Siekdami suprasti, ar tokia konfigūracija gali būti dažnas reiškinys, tyrėjai paieškojo panašių sistemų dviejuose dideliuose skaitmeniniuose modeliuose. Tarp jų rado tūkstančius porų, panašių į Paukščių Taką ir Andromedą, tačiau tik 0,3% jų vienos iš galaktikų palydovės buvo išsidėsčiusios taip asimetriškai, kaip Andromedos. Maža to, visais atvejais, kurie aptikti modelyje, asimetrija atsirasdavo dėl palydovinių galaktikų grupės ar sankaupos, o tarp Andromedos palydovių panašių sankaupų nematome. Taigi mūsų galaktikų pora ir jų palydovės, panašu, yra visiška anomalija, kurios šiandieninis Visatos struktūrų formavimosi modelis, vadinamas Lambda-CDM, paaiškinti negali. Gali būti, kad tiesiog Vietinė galaktikų grupė turėjo labai neįprastą formavimosi ir raidos istoriją, bet labiau tikėtina, kad modelyje neatsižvelgiama į kokį nors svarbų veiksnį, valdantį galaktikų porų ir palydovių sankaupų vystymąsi. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Astronomy, ten pat rasite ir populiaresnį pristatymą.

***

Spiečių jungimasis nykštukinėse galaktikose. Daugelio galaktikų centruose randami vadinamieji branduoliniai žvaigždžių spiečiai. Tai yra tankiausi mums žinomi žvaigždžių telkiniai – vos kiek daugiau nei parseko spindulio regione gali tilpti daugiau nei 10 milijonų žvaigždžių. Jų atsiradimą aiškina du pagrindiniai teoriniai modeliai. Pasak pirmojo, jie formavosi iškart galaktikos centre, iš įkrentančių dujų. Pasak antrojo, jie yra kamuolinių žvaigždžių spiečių susiliejimo padariniai. Pirmasis scenarijus greičiausiai svarbesnis masyviose galaktikose, antrasis – nykštukinėse. Bent jau taip manoma, remiantis spiečių žvaigždžių populiacijų analize. Jei nykštukinių galaktikų branduoliniai spiečiai formuojasi jungiantis kitiems, turėtume matyti tokių susijungimų požymių. Iki šiol to nebuvo pavykę aptikti, bet praeitą savaitę paskelbta apie net penkis pavyzdžius. Tirdami 80 nykštukinių galaktikų rinkinį su detaliais Hubble teleskopu surinktais stebėjimų duomenimis, penkiose jie pastebėjo labai keistus branduolinius spiečius. Dviejose jie buvo dvigubi, kitose turėjo žvaigždžių uodegas, panašiai kaip besijungiančios galaktikos. Tai ir sukėlė įtarimą, kad čia matome susiliejimų požymius; be to, ten, kur spiečiai dvigubi, kiekvieno nario žvaigždžių populiacija gerai atitinka tai, ką tikėtumėmės pamatyti kamuoliniame spiečiuje. Idėjos patikrinimui tyrėjai suskaičiavo skaitmeninių modelių, kuriuose skirtingos masės spiečiai paleisti vienas kito link įvairiomis orbitomis. Uodegos nusidriekė tuose modeliuose, kur spiečių masės labai skyrėsi viena nuo kitos. Susijungimo procesas, įskaitant uodegų išsidriekimą ir išnykimą, trukdavo tik apie 100 milijonų metų – tai paaiškina, kodėl anksčiau tokie reiškiniai neaptikti. Bet dabar jau tikrai žinome, kad kamuolinių spiečių susijungimai gali sukurti branduolinius spiečius nykštukinėse galaktikose. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature.

***

Mažiausios įmanomos galaktikos. Paukščių Tako masė viršija trilijoną Saulės masių. Mūsų Galaktika – tikrai ne didžiausia, bet toli gražu ir ne mažiausia. Aplink mūsiškę skrieja daugiau nei pusšimtis palydovių, tarp kurių yra net milijono Saulės masių nesiekianti Segue 2. Savaime suprantama, jog kuo galaktika mažesnė, tuo sunkiau ją aptikti. Tad natūraliai kyla klausimas, ar tokie objektai, kaip Segue 2, yra dažni mūsų Visatoje, ar visgi anomalijos. Dabar mokslininkai tiksliau nei bet kada iki šiol įvertino, kokios mažiausios masės tamsiosios materijos telkiniai gali tapti namais galaktikoms, kad ir labai mažoms. Esminis veiksnys, užkertantis kelią galaktikos formavimuisi mažame tamsiame telkinyje, yra dujų temperatūra. Jei ji per aukšta, tamsiosios materijos gravitacija nepajėgia išlaikyti dujų ir nėra iš ko formuotis žvaigždėms. Dar visai jaunoje Visatoje pirmų (didelių) galaktikų žvaigždės ir aktyvūs branduoliai įkaitino dujas ir jas jonizavo. Taip temperatūra išaugo iki maždaug 10 tūkstančių laipsnių. Tokios temperatūros dujas išlaikyti gali tik 100 milijonų Saulės masių ir didesni tamsiosios materijos telkiniai, taigi buvo manoma, kad mažesniuose galaktikų neturėtų būti. Visgi tokių galaktikų randama, ir nemažai. Naujojo tyrimo autoriai atkreipė dėmesį, kad galaktikose žvaigždžių galėjo susiformuoti ir prieš dujoms įkaistant. Šio proceso eiga labai priklauso nuo to, kaip greitai dujos gali atvėsti. Ankstesniuose skaičiavimuose buvo atsižvelgiama tik į vandenilio atomų sukeliamą vėsimą, kuris nėra efektyvus. Taip buvo daroma todėl, kad pirmykštėje Visatoje vandeniliui buvo sudėtinga sukibti į molekules – tam paprastai reikia katalizuojančių dulkių dalelių, o jų tada dar nebuvo. Visgi „sudėtinga“ nereiškia „neįmanoma“, tad dabar mokslininkai apskaičiavo, kiek prie dujų vėsimo prisidėtų kad ir neefektyvus vandenilio molekulių formavimasis. Paaiškėjo, kad efektas – gana stiprus, ir kone visi 100 milijonų Saulės masių telkiniai turėtų spėti suformuoti bent šiek tiek žvaigždžių iki aplinkinei spinduliuotei išgarinant jų dujas. O štai 10 kartų mažesniuose telkiniuose žvaigždėms formuotis tinkamos sąlygos susidaro gana retai – ne daugiau, nei kas dešimtame. Tad Segue 2, net ir pagal šiuos skaičiavimus, turėtų būti tikra anomalija, suformavusi žvaigždes nepaisant labai nepalankių sąlygų. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal.

***

Galaktiniai vėjai suplėšo dujas. Jaunoje Visatoje, kol dar nebuvo žvaigždžių ir galaktikų, tvyrojo neutralios vandenilio ir helio dujos. Pirmieji spinduliuotės šaltiniai ėmė jas jonizuoti, o po pirmojo milijardo metų praktiškai visą tarpgalaktinę erdvę užpildė vien jonizuotos dujos. Tiek jų jonizavimui, tiek šios būsenos palaikymui reikia energingų fotonų, kurie atplėštų elektronus nuo protonų ar helio branduolių. Iš kur jie imasi? Ne vieną dešimtmetį ieškoma atsakymo, ar pagrindiniai šio reiškinio – kosminės rejonizacijos – kaltininkai yra aktyvūs galaktikų branduoliai, ar jaunos žvaigždės. Taip pat aiškinamasi, kaip jonizuojantys fotonai pabėga iš savo galaktikų (kurios jaunoje Visatoje buvo irgi kupinos tankių neutralių dujų) ir pasklinda tarpgalaktinėje erdvėje. Deja, galaktikos, matomos iš pirmojo milijardo Visatos metų, yra pernelyg blausios, kad galėtume rasti atsakymus į šiuos klausimus. Tačiau kartais juos rasti pavyksta daug arčiau – netolimoje galaktikoje rasta įrodymų, kad fotonams pabėgti padeda stiprūs galaktiniai vėjai, kurie praplėšia ertmes tarpžvaigždinėje medžiagoje. Palyginus netolima galaktika Haro 11, nutolusi 82 megaparsekus (apie šimtą kartų toliau, nei Andromeda), formuoja daugiau nei 20 Saulės masių naujų žvaigždžių per metus. Aplinkinei Visatai tai tikrai didelis kiekis. Žvaigždėdara susitelkusi į kelis telkinius, o naujojo tyrimo autoriai išnagrinėjo dviejų telkinių rentgeno spinduliuotės spektrą. Įdomu, kad ryškesnį telkinį X1 gaubia daug storesnis dujų apvalkalas, nei porą kartų blausesnį X2. Labai energingos rentgeno spinduliuotės dujos neužstoja, tačiau sugeria didelę dalį jonizuojančių fotonų, kurių energija kiek mažesnė. Taigi X1 spinduliuoja mažiau jonizuojančių fotonų, nei X2, bet ne dėl to, kad jų mažiau sukurtų, o todėl, kad jiems sunkiau pabėgti. X2 šaltinio spinduliuotė laikui bėgant kinta gerokai stipriau nei X1 – tai yra stipraus vėjo, pučiančio iš telkinio vidaus, požymis. Taigi galima daryti išvadą, kad stiprus vėjas, paleistas iš X2, išblaškė dujas ir leido pabėgti jonizuojančiai spinduliuotei. Tuo tarpu X1 tokio vėjo neturi arba jis (dar) neišsiveržė lauk. Nors abu telkiniai yra bent šimtus tūkstančių kartų blausesni už ryškias galaktikas jaunoje Visatoje, procesai, vykstantys ten, iš esmės turėtų būti panašūs. Tyrimo rezultatai publikuojami Astronomy & Astrophysics.

***

Žvaigždėdara raudonose galaktikose? Galaktikas galima suskirstyti į raudonas ir mėlynas. Mėlynose yra daug jaunų masyvių žvaigždžių, kurių ir šviesa yra mėlyna, tuo tarpu raudonose tokios žvaigždės jau seniai mirusios. Įprastai teigiama, kad tai rodo, jog raudonos galaktikos apskritai beveik nebeformuoja žvaigždžių. Bet dabar vienas astronomas pateikė argumentų, kad taip turbūt nėra; netgi priešingai, būtent raudonose galaktikose greičiausiai susiformavo didžioji dalis Visatos žvaigždžių. Tokią radikalią idėją jis grindžia keliais skirtumais tarp mėlynų ir raudonų galaktikų. Pavyzdžiui, masyviausios mėlynos galaktikos yra apie dešimt kartų mažesnės už masyviausias raudonas. Jei, kaip įprastai teigiama, raudonos galaktikos auga tik jungdamosi su kitomis, masyviausioms reikėjo neįprastai – gal net neįmanomai – daug susiliejimų, kad pasiektų stebimą masę. Tuo tarpu jeigu jos gali formuoti reikšmingą skaičių žvaigždžių, problema išnyksta. Panašiai galima paaiškinti ir didelį skirtumą tarp raudonose ir mėlynose galaktikose matuojamo žvaigždžių masės ir centrinės juodosios skylės masių santykio. Tačiau jei raudonose galaktikose formuojasi žvaigždės, kodėl šios galaktikos netampa mėlynos? Paaiškinimas čia toks – raudonose galaktikose žvaigždėdara vyksta pasklidusiuose nedideliuose telkiniuose, kur masyvios žvaigždės beveik nesiformuoja. Mažos žvaigždės raudonai šviečia visą gyvenimą, tad nesvarbu, ar jos jaunos, ar senos, galaktika atrodo raudona. Tai paaiškintų ir dar vieną raudonų bei mėlynų galaktikų skirtumą: pastarosiose yra santykinai mažiau mažų žvaigždžių, nei vidutinės masės. Raudonos, tačiau aktyviai žvaigždes formuojančios galaktikos atrodytų panašiai, kaip šiuo metu žinomas galaktikų tipas, įvardijamas kaip „galaktikos po žvaigždėdaros žybsnio“. Jose matyti gana jaunos žvaigždžių populiacijos pėdsakai, tačiau nėra masyvių mėlynų žvaigždžių. Įprastai teigiama, kad jos atsiranda, kai susijungus dviem galaktikoms įvyksta žvaigždėdaros žybsnis; jam suvartojus didžiąją dalį dujų, masyviausios žvaigždės miršta greitai, o tada matome paraudusią, bet dar nepasenusią galaktiką. Bet gali būti, kad tokių galaktikų praeityje susiliejimo ir žvaigždėdaros žybsnio visai nebuvo. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal.

***

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

Laiqualasse