Visi dalykai kosmose yra labai dideli, lyginant su žmogiškais masteliais. Bet vieni nuo kitų jie irgi gerokai skiriasi dydžiu. Štai žybsniai Saulėje gali būti dideli, o gali būti mikro- ir nano-. Dabar sužinojome, kad mikrožybsniai panašesni į nano-, o ne į didžiuosius. Žvaigždės irgi būna nevienodos. Ilgą laiką buvo manoma, kad planetas praryja tik milžinės, bet dabar atrastas pirmas atvejis, kai planetą suvalgė maža žvaigždė, mažesnė net už Saulę. Galaktikos irgi būna mažos – nykštukinės. Ir jos dažnai pasirodo esančios įdomesnės už didžiąsias – štai pranešta apie vos trečios nykštukinės galaktikos, kuri greičiausiai neturi tamsiosios materijos halo, atradimą. Kitose naujienose – drėgnų meteoroidų likimas, egzoplaneta statmenoje orbitoje ir tolimiausia Paukščių Tako analogė. Gero skaitymo!

***

Saulė degina drėgnus meteoroidus. Dauguma asteroidų, kuriuos žinome skrajojant vidinėje Saulės sistemos dalyje, yra angliniai chondritai. Jų sudėtyje yra nemažai anglies bei chondrulių – mažų kietų rutuliukų, kurie susidarė staigiai vėstant išsilydžiusiems mineralams. Taip pat juose santykinai gausu vandens molekulių, užrakintų mineraluose, tad tokie objektai galėjo būti reikšmingi Žemės vandens šaltiniai. Atrodytų, kad panašia sandara turėtų pasižymėti ir didžioji dalis meteoritų, nes šie visgi yra kilę iš asteroidų. Bet taip nėra – angliniai chondritai sudaro vos 4% žinomų meteoritų. Seniau buvo manoma, kad tiesiog šio tipo objektai sunkiai išgyvena skrydį pro Žemės atmosferą. Visgi naujame tyrime parodyta, kad situacija yra kiek sudėtingesnė. Tyrimo autoriai pasitelkė du tarptautinius vaizdo kamerų tinklus, skirtus meteorų paieškoms, ir išnagrinėjo beveik aštuonis tūkstančius meteoroidų – mažų, iki metro dydžio, dangaus kūnų – įlėkimų į Žemės atmosferą bei virš pusės tūkstančio meteoritų. Palyginus visų meteoroidų orbitų statistiką su nukritusiais paaiškėjo, kad silpni meteoroidai, kurių orbitos yra pailgos ir atneša juos arti Saulės, ilgai neišgyvena ir Žemės apskritai nepasiekia. Angliniai chondritai yra būtent tokie – silpni – tad didelė jų populiacijos dalis išnyksta dar iki patekdami į Žemės atmosferą. Tuo tarpu iš meteoroidų, kurie į atmosferą įkrenta, iki paviršiaus išgyvena tik tarp trečdalio ir pusės. Kartu šie efektai paaiškina, kodėl anglinių chondritų ant planetos paviršiaus randame tiek mažai. Ateityje tyrėjai tikisi dar pagerinti supratimą apie skirtingų meteoroidų judėjimą atmosferoje, kai teleskopai taps pakankamai galingi, kad galėtų reguliariai aptikti artimus Žemei metro dydžio ir mažesnius kūnus, iki jiems tampant ugnies kamuoliais. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Astronomy.

***

Saulės mikrožybsniai skiriasi nuo didesnių. Saulėje kartais įvyksta žybsniai – staigūs energijos pliūpsniai, kurie paleidžia daugiausiai energingus, ultravioletinius ir rentgeno, fotonus. Žybsniai skirstomi į rūšis pagal maksimalų energijos srautą ir bendrą išmetamos energijos kiekį. „Normalūs“ žybsniai iš viso išmeta bent 10 29-ame laipsnyje ergų – 10 milijardų trilijonų džaulių arba 2,8 milijono teravatvalandžių. Iki tūkstančio kartų mažesnės energijos, bet daug dažnesni, išsiveržimai vadinami mikrožybsniais, dar silpnesni – nanožybsniais. Prieš keletą metų mokslininkai išsiaiškino, kad nanožybsnius sukelia kitokie magnetiniai procesai, nei didžiuosius. Dabar paaiškėjo, kad mikrožybsniai prigimtimi panašesni į nanožybsnius. Naudodami Solar Orbiter zondo energingų ultravioletinių spindulių teleskopą, tyrimo autoriai atliko trijų mikrožybsnių, įvykusių tame pačiame Saulės regione, stebėjimus. Jie identifikavo 12 mažų išsiveržimų, kurie prasidėdavo kaip taškiniai, vos tūkstančio kilometrų skersmens, spinduliuotės sustiprėjimai žybsnių centre ir iškildavo kaip didelės kilpos. Labiausiai tikėtinas tokio elgesio paaiškinimas – magnetinio persijungimo įvykiai gretimose, tačiau ne visai lygiagrečiose, magnetinio lauko linijose. Magnetiniu persijungimu vadinama situacija, kai dvi gretimo magnetinio lauko kilpos staiga pakeičia konfigūraciją, ir vienos pradžia susijungia su kitos galu bei atvirkščiai; taip sistema pereina į žemesnės energijos konfigūraciją, o likusią energiją perduoda plazmai ir ją įkaitina. Dažnai magnetinis persijungimas vyksta tada, kai kilpos stipriai susisukusios, o jų kryptys gerokai skiriasi. Beveik lygiagrečių linijų persijungimas būdingas vadinamiems „susipynusiems“ magnetiniams laukams, kai daugybė lauko linijų vejasi į netvarkingą ir sudėtingą pynę dėl plazmos judėjimo Saulės paviršiuje. Būtent tokios pynės greičiausiai paleidžia ir nanožybsnius. O štai didieji žybsniai kyla daug tvarkingesnio magnetinio lauko „virvėse“, kurios kildamos nuo paviršiaus destabilizuoja aplinkinį magnetinį lauką, sukelia stiprų magnetinį persijungimą ir išmeta gausų energingų fotonų pliūpsnį. Naujasis atradimas padės geriau prognozuoti Saulės žybsnių eigą ir jų poveikį aplinkinei erdvei, įskaitant Žemės aplinką. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal Letters.

***

Pusinis Marso magnetinis laukas. Šiandien Marsas globalaus magnetinio lauko neturi. Tačiau tolimoje praeityje toks egzistavo, o žinių apie jį mums suteikia magnetiniai (geležies turintys) mineralai plutoje, kuriuose užfiksuotas senovinio magnetinio lauko stiprumas ir kryptis. Jau seniai pastebėta įdomi anomalija – panašu, kad senovinis magnetinis laukas pietų pusrutulyje buvo daug stipresnis, nei šiauriniame. Dabar pateiktas galimas paaiškinimas, kodėl. NASA zondo InSight surinkti duomenys apie Marso drebėjimus atskleidė, kad planetos branduolys yra retesnis, nei manyta iki šiol. Tai kartu reiškia, kad jo lydymosi temperatūra žemesnė, ir greičiausiai Marsas niekada neturėjo kieto branduolio, kurį suptų skystas, kaip yra Žemėje. Naujojo tyrimo autoriai sumodeliavo, kaip veiktų dinamo efektas, generuojantis magnetinį lauką, be kieto branduolio. Skirtingose modelio realizacijose jie įvertino temperatūrų skirtumą tarp mantijos šiauriniame ir pietiniame pusrutuliuose poveikį. Paaiškėjo, kad kai skirtumas pakankamai didelis, branduolio šiluma ima veržtis tik pro šaltesnę pietinę pusę ir dinamas veikia tik ten. Tad ir magnetinis laukas generuojamas tik vienoje planetos pusėje. Pakeitus modelį, įtraukiant kietą branduolį centre, asimetrija pranyko nepriklausomai nuo temperatūrų skirtumo. Šis modelis yra daug paprastesnis magnetinio lauko asimetrijos paaiškinimas, nei ankstesnis, kuriame buvo teigiama, jog asteroidų smūgiai sunaikino senovinio magnetinio lauko pėdsakus, tačiau tik vienoje Marso pusėje. Naujieji rezultatai padeda geriau suprasti, kaip generuojami planetų magnetiniai laukai, taigi padės ir vis detaliau nagrinėjant egzoplanetas, ir tiriant Žemės magnetinio lauko vystymąsi. Tyrimo rezultatai publikuojami Geophysical Research Letters.

***

Titano upės neturi deltų. Žemėje praktiškai kiekviena didelė upė turi deltą. Į jūrą tekantis vanduo kartu neša įvairiausias nuosėdas, kurios išsilieja pakrantėje, o ilgainiui suformuoja labai geologiškai įdomių sluoksnių. Praeityje, kai Marse buvo upių ir jūrų, ten irgi formavosi deltos – vieną tokią tyrinėja Perseverance. Šiuo metu Saulės sistemoje, be Žemės, yra dar vienas dangaus kūnas su upėmis, jūromis, lietumi ir kitais hidrologiniais procesais. Tai – Saturno palydovas Titanas; tiesa, jame skystas ne vanduo, o metanas ir etanas, kurie Žemėje sudaro gamtines dujas. Titaną gaubia stora atmosfera, tad vienintelis būdas gauti informacijos apie paviršiaus darinius yra radaro stebėjimai. Tokie buvo atlikti Cassini misijos metu. Dabar mokslininkai nusprendė ištirti ten matomų skysčio telkinių pakrantes, ypatingą dėmesį skiriant upių įtekėjimui į ežerus ir jūras. Taip jie nustatė, kad Titano upės praktiškai neturi deltų. Vien pažiūrėti į nuotraukas nepakako – tai, kad jose nesimato deltų, gali būti tiesiog stebėjimų netobulumo pasekmė. Norėdami patikrinti šią galimybę, tyrimo autoriai sumodeliavo, kaip Cassini radaras matytų Žemės pakrantes, jei Žemės upės ir jūros būtų pilnos metano ir etano. Pasirodė, kad kilometro pločio ir didesnes deltas būtų įmanoma išskirti. Titane tokių atrasta vos pora, netoli pietų ašigalio. Tuo tarpu upių, kurios Žemėje neabejotinai baigtųsi deltomis, Titane yra virš šimto. Kiek žinome, Titano upės tikrai turėtų pajėgti nešti smulkias nuosėdas ir paskleisti jas jūrose, tad kodėl ten nėra deltų, lieka neaišku. Gali būti, kad Titano jūros lygis kinta taip sparčiai, jog deltos nespėja susiformuoti. Su tokia išvada dera ir kitas šio tyrimo rezultatas – aptiktos įvairios struktūros pakrantėse kiek žemiau skysčio paviršiaus bei upių vagų požymiai jūrų dugne. Ateities misijos į Titaną galėtų atskleisti daug daugiau apie ne tik šio tolimo pasaulio, bet ir Žemės pakrančių raidą. Tyrimo rezultatai publikuojami JGR Planets.

***

Egzoplaneta statmenoje orbitoje. Saulės sistemos planetos skrieja beveik vienoje plokštumoje. Ta pačia plokštuma sukasi ir pati Saulė. Dauguma planetinių sistemų tokios ir turėtų būti, mat formuojasi iš paplokščio dujų ir dulkių disko. Bet įmanomi ir kitokie atvejai. Jau senokai apskaičiuota, kad aplink dvinarę žvaigždę planeta gali suktis ir statmenai – 90 laipsnių kampu pasvirusia orbita. Anksčiau aplink kelias dvinares žvaigždes aptikti statmeni dulkių ar nuolaužų diskai, o dabar pirmą kartą greičiausiai atrasta ir planeta. Atradimą mokslininkai padarė tyrinėdami jau ir taip neįprastą sistemą rudųjų nykštukių dvinarę. Rudosios nykštukės yra tarpiniai objektai tarp planetų ir žvaigždžių. Nagrinėjamos sistemos narių masės yra po 33 Jupiterio mases (arba 3,3% Saulės masės), viena aplink kitą jos apsisuka per kiek daugiau nei 20 parų. Nors tokių sistemų žinome ne vieną dešimtį, ši, įvardinta katalogo numeriu 2M1510, yra vos antroji, kurioje matome užtemimus. Tai reiškia, kad orbitos plokštuma pasisukusi beveik tiksliai šonu į mus. Analizuodami ilgamečių stebėjimų duomenis, tyrėjai pastebėjo, kad užtemimų laikas, lyginant su pačių objektų judėjimu orbita, po truputį kinta – kaskart užtemimai įvyksta truputį vėliau, nei nykštukės apsuka pilną orbitą. Pokytį galima paaiškinti tuo, kad linija, jungianti tolimiausius nykštukių orbitų taškus, vadinama apsidžių linija, pati po truputį sukasi į priešingą pusę, nei juda nykštukės. Tokį sukimąsi – precesiją – gali sukelti įvairūs fizikiniai procesai, bet dažniausiai dėl jų precesija vyksta į tą pačią pusę, kaip judėjimas orbita. Išanalizavus galimas precesijos priežastis tyrimo autoriai padarė išvadą, kad vienintelis veiksnys, galintis paaiškinti precesijos kryptį ir mastą, yra planeta ašigalinėje orbitoje. Jos orbita būtų statmena apsidžių linijai, tad į mus atsisukusi visiškai „veidu“. Nustatyti planetos masės ir orbitos dydžio tiksliai neįmanoma, tačiau trumpiausia įmanoma stabili orbita turi maždaug šimto parų periodą. Jei planeta yra joje, jos masė turėtų siekti apie 10 Žemės masių. Jei orbitos periodas būtų keturis kartus ilgesnis, planetos masė išaugtų dešimteriopai. Ateities stebėjimais gali pavykti užfiksuoti pačios planetos skleidžiamą spinduliuotę – tai leistų jos masę apskaičiuoti daug tiksliau. Tyrimo rezultatai publikuojami Science Advances.

***

Išaiškinta karšto subneptūno sandara. Saulės sistemos planetas galime suskirstyti į dvi aiškias grupes. Turime keturias uolines planetas, iš kurių didžiausia yra Žemė, ir keturias dujines-ledines milžines, iš kurių mažiausios yra Uranas ir Neptūnas. Abi jos už Žemę masyvesnės kone 20 kartų. Tarp egzoplanetų randama daugybė planetų, patenkančių į tarpą tarp šių klasių. Mažesnės iš jų vadinamos superžemėmis, didesnės – subneptūnais, tačiau kol kas neaišku, kur yra riba tarp jų ir ar apskritai tokia egzistuoja. Kartais teigiama, jog planetas ties šio intervalo viduriu gali dengti milžiniški vandenynai, o juos – vandenilio atmosferos. Bet kiti mokslininkai jų duomenis interpretuoja kaip uolinių planetų su storomis atmosferomis signalus. Atsakymo paieškoms turėtų labai padėti naujas tyrimas, kuriame pirmą kartą detaliai išaiškinta palyginus netolimo subneptūno struktūra. 5-7 kartus už Žemę masyvesnė planeta TOI-270d nuo mūsų nutolusi kiek daugiau nei 20 parsekų; ji skrieja aplink mažytę žvaigždę, tačiau labai artima orbita, tad jos vidutinė temperatūra turėtų viršyti 500 laipsnių Celsijaus. Naujojo tyrimo autoriai nukreipė planetos link James Webb kosminį teleskopą ir išmatavo jos infraraudonąjį spektrą. Jame aptiko įvairių molekulių – anglies monoksido ir dioksido, metano, molekulinio azoto, anglies ir deguonies atomų – pėdsakų. Pagal anglies dvideginio ir metano gausos santykį nustatė, jog temperatūra greičiausiai viršija 600 laipsnių Celsijaus. O bendrai molekulių ir atomų kiekius geriausiai paaiškina uolinės planetos modelis. Tokią karštą planetą greičiausiai dengia ne uolinė pluta, o magmos okeanas. Jis galėtų efektyviai sugerti kai kurias molekules, pavyzdžiui metaną – tai paaiškina, kodėl jų atmosferoje nerasta, nors ir azoto molekulių, ir kitų junginių su vandeniliu ten apstu. Taip pat toks modelis gerai paaiškina anglies ir deguonies dujų gausą, kuri ganėtinai aukšta. Šie elementai planetą galėjo pasiekti formavimosi metu, kai dalis formuojančių uolienų išgaravo ir tapo atmosferos dalimi. Nors TOI-270d yra gerokai per karšta bet kokiai gyvybei egzistuoti, kai kurie subneptūnai skrieja toliau nuo žvaigždžių ir jų vidutinės temperatūros turėtų būti tinkamos skystam vandeniui. Analizę, panašią į panaudotą čia, bus galima pritaikyti ir jiems, ir taip nustatyti, ar ten irgi yra uolinis paviršius. Tai padės atsirinkti, kurias planetas verta stebėti detaliau, siekiant aptikti galimai egzistuojančios gyvybės pėdsakų. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Nedidelė žvaigždė suvalgė planetą. Kai Saulė artės prie gyvenimo pabaigos ir virs raudonąja milžine, išsipūtusi ji praris Merkurijų, Venerą, o galbūt ir Žemę. Kai kuriose raudonosiose milžinėse matyti palyginus neseniai – per pastaruosius šimtmečius – prarytų planetų pėdsakai. Prieš keletą metų pastebėtas žybsnis, kuris iš pradžių atrodė kaip būtent tokia planetos pražūtis, kurią stebėti galėjome realiu laiki. Bet dabar nauji James Webb teleskopo duomenys atskleidė, kad situacija daug įdomesnė: žybsnio kaltininkė tikrai yra ryjama planeta, tačiau jos žvaigždė – toli gražu ne milžinė. Webb stebėjimai parodė, kad žvaigždę supa du dulkėtų dujų telkiniai: šaltesnis, kurio temperatūra yra apie nulį Celsijaus skalėje, ir kurio masė siekia beveik pusę Žemės masės, ir šiltesnis, 450 Celsijaus laipsnių, tačiau beveik šimtą tūkstančių kartų mažesnės masės. Ankstesnis dulkių telkinys buvo pastebėtas ir seniau, bet naujajam reikėjo James Webb pajėgumų. Nors ir mažas, šiltesnis dulkių telkinys iškreipia žvaigždės šviesį, todėl anksčiau ji atrodė kaip besiplečianti į milžinę. Naujieji duomenys leido nustatyti, kad žvaigždės šviesis iš tiesų nesiekia net trečdalio Saulės šviesio, o tai reiškia, kad žvaigždės masė tėra apie 70% Saulės masės. Kaip ji galėjo praryti planetą? Taip greičiausiai nutiko, nes planetos orbita laikui bėgant susitraukė dėl potvyninių sąveikų su žvaigžde. Planeta turbūt nuo jaunystės skriejo labai arti žvaigždės – taip arti, kad vieną ratą apsukdavo greičiau, nei aplink savo ašį apsisukdavo pati žvaigždė. Tokiu atveju planetos gravitacijos sukelta potvynio banga žvaigždės paviršiuje nuolat tempė planetą atgal ir taip mažino jos orbitą. Galiausiai orbita sumažėjo tiek, kad planeta įkrito į žvaigždę, o krisdama išmetė pliūpsnį žvaigždės išorinių sluoksnių medžiagos. Ši medžiaga greitai susikondensavo į dulkes, kurias matome kaip šaltesnįjį telkinį. Dalis medžiagos vėliau ėmė kristi atgal į žvaigždę ir įkaito. Idėja, kad planeta gali įkristi į žvaigždę dėl potvyninių sąveikų, nenauja, ir pagrįsta įvairiais teoriniais modeliais. Visgi pernai buvo nustatyta, kad daugumos arti savo žvaigždės skriejančių planetų orbitų periodai praktiškai nesikeičia arba net ilgėja, taigi kilo abejonių, ar šis scenarijus realybėje vyksta. Dabar žinome, kad tikrai vyksta, o detalesnė įvykio analizė padės suprasti, kokių sąlygų jam reikia ir kodėl taip vyksta, panašu, ne visada. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal.

***

Nykštukinė galaktika be tamsiosios materijos. Pagal standartinį galaktikų formavimosi modelį, įprastinė, arba barioninė, medžiaga telkėsi ten, kur jau buvo pradėjusios augti tamsiosios materijos sankaupos. Taigi visos galaktikos turi tamsiosios materijos halus, kurie yra bent apie dešimt kartų masyvesni, nei visa galaktikos regimoji medžiaga. Bet realybė, žinoma, yra įdomesnė, nei prognozuoja modeliai, ir dabar aptikta jau trečia nedidelė galaktika, neturinti tamsiosios materijos halo. Galaktika, įvardinama tik katalogo numeriu FCC 224, yra Krosnies spiečiaus pakraštyje, už beveik 19 megaparsekų nuo mūsų. Atstumas iki Andromedos galaktikos yra kiek mažiau nei vienas megaparsekas, o Krosnies spiečius – vienas artimiausių mums. FCC 224 vos atradus pasirodė neįprasta: jos žvaigždės ir dujos labai plačiai pasklidusios, o naujų žvaigždžių praktiškai nesiformuoja. Dvi mokslininkų grupės atliko detalesnius galaktikos stebėjimus, siekdamos išsiaiškinti keistųjų savybių priežastis. Pirmoji galaktikoje aptiko 12 galimų kamuolinių žvaigždžių spiečių. Labai netikėtai paaiškėjo, kad jie visi yra praktiškai vienodo amžiaus, be to, jų amžius labai panašus ir į likusių galaktikos žvaigždžių. Tai rodo, kad FCC 224 praktiškai visas žvaigždes suformavo per labai trumpą laikotarpį, vos kelis šimtus milijonų metų. Be to, spiečiai yra gana šviesūs, o blausių neaptikta, nors teleskopo galimybių tam pakaktų. Šios savybės primena kitas dvi galaktikas, DF2 ir DF4, atrastas prieš keletą metų. Jos abi priklauso galaktikų grupei NGC 1052 ir neturi tamsiosios materijos halų. Taigi žvaigždžių bei kamuolinių spiečių populiacijos savybės rodo, kad greičiausiai FCC 224 irgi neturi tamsiosios materijos. Antrajame tyrime ši hipotezė išnagrinėta detaliau. Tyrėjai atliko FCC 224 stebėjimus labai jautriu spektroskopu ir nustatė tipinius žvaigždžių judėjimo greičius. Jie pasirodė netikėtai maži. Kitaip tariant, žvaigždės juda taip lėtai, kad joms išlaikyti pakanka vien pačių žvaigždžių ir dujų kuriamos gravitacijos, o tamsiosios materijos visai nereikia. Kaip tokia galaktika galėjo atsirasti? Kol kas vienintelis sugalvotas paaiškinimas – stiprus susidūrimas su kita galaktika, kurio metu tamsiosios materijos halai prasilenkė ir nuskriejo toliau beveik tiesiomis linijomis, o susidūrę barioninės medžiagos telkiniai nulėkė kita kryptimi. Visgi šis scenarijus nepaaiškina visų FCC 224 savybių. Pavyzdžiui, lieka neaišku, kodėl ji visas žvaigždes ir spiečius suformavo tuo pačiu metu ir nematome žvaigždėdaros žybsnio, nutikusio susidūrimo metu, požymių. Faktas, kad tamsiosios materijos neturinčių galaktikų radome ir kitame galaktikų telkinyje, nei NGC 1052, leidžia teigti, jog tokie objektai greičiausiai pasitaiko ganėtinai dažnai. Tai sustiprina abejones „stipraus susidūrimo“ scenarijumi, kaip jų paaiškinimu – tokie idealūs susidūrimai negali vykti pakankamai dažnai. Ateityje tyrėjai tikisi atrasti daugiau panašių galaktikų ir taip nustatyti jų savybių įvairovę. Tai, tikėtina, padės išsiaiškinti, kaip jos iš tiesų atsiranda. Tyrimų rezultatus rasite dviejuose straipsniuose: The Astrophysical Journal apie kamuolinius spiečius, Astronomy & Astrophysics – apie tamsiosios materijos kiekį.

***

Kai dvi galaktikos išsidėsto vienoje linijoje su Žeme, matome gravitacinio lęšiavimo įvykį: tolimesnės galaktikos šviesa išsikreipia ir paryškėja. Čia turime vieną tokį pavyzdį: elipsinė galaktika, esanti arčiau mūsų ir matoma objekto viduryje, iškreipia tolimesnės raudonos spiralinės galaktikos šviesą į daugybę kreivų atvaizdų.

***

Galaktikų dujos pasklidusios plačiai. Jau prieš porą dešimtmečių pastebėta, kad aplinkinėje Visatoje trūksta medžiagos. Kalba eina ne apie tamsiąją materiją, bet apie įprastą, arba barioninę, medžiagą, iš kurios susideda planetos, žvaigždės ir tarpžvaigždinės dujos. Galaktikų spiečių ir kitų didelių struktūrų stebėjimai rodo, kad barioninė materija turėtų sudaryti apie 15% visos. Tačiau sudėję žvaigždžių, dujų ir kitų žinomų darinių mases, aplinkinėje Visatoje randame tik apie pusę šio kiekio. Nuo tada, kai ši trūkstamų barionų problema identifikuota, buvo įvairių bandymų rasti, kur ši medžiaga galėtų slėptis; kai kurie buvo dalinai sėkmingi – sužinojome, kad galaktikų spiečius jungia labai retų ir karštų dujų gijos, o bendra jų masė reikšmingai prisideda prie barionų biudžeto. Ir visgi pilnai klausimas išspręstas nebuvo. Dabar, remdamiesi naujausiais milžiniškais bei labai detaliais galaktikų ir kosminės foninės spinduliuotės stebėjimais, mokslininkai padarė išvadą, kad didelė dalis trūkstamų barionų yra tiesiog pasklidę aplink galaktikas. Kiekviena galaktika turi ir tamsiosios materijos, ir dujų halą. Pastarajame dujų tankis yra labai menkas, lyginant, pavyzdžiui, su galaktikos disku ar centriniu telkiniu, tačiau milžiniškas halo dydis vis tiek leidžia ten susikaupti reikšmingam dujų kiekiui. Naujojo tyrimo autoriai išmatavo vadinamojo Sunjajevo-Zeldovičiaus efekto stiprumą aplink daugybę galaktikų. Šis efektas yra kosminės foninės spinduliuotės fotonų energijos pokytis, lekiant pro didelius dujų telkinius. Taip jie nustatė, kad galaktikas supančių dujų telkiniai tęsiasi bent keletą kartų toliau, nei tamsiosios materijos halai. Šis rezultatas visiškai priešingas anksčiau įprastai nuomonei, kad dujiniai halai yra kompaktiškesni už tamsiosios materijos halus. Nors apskaičiuoti kiekvieno dujinio halo masę praktiškai neįmanoma, bendra tendencija aiški – šių dujų pakanka užpildyti visą barionų biudžetą. Dujas taip plačiai paskleidžia aktyvūs galaktikų branduoliai – jų kuriamos tėkmės gali paskleisti medžiagą dešimčių ar net šimtų kiloparsekų atstumu aplink galaktikas. Šie rezultatai padės patobulinti skaitmeninius didžiųjų struktūrų formavimosi modelius ir apskritai pagerins mūsų supratimą apie galaktikų evoliuciją. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Tolimiausia Paukščių Tako dvynė. Mūsų Galaktika, Paukščių Takas, šiandieninėje Visatoje yra ganėtinai vidutiniška – tiek savo mase, tiek žvaigždžių formavimosi sparta. Taip pat ji yra gana tvarkinga: turi milžiniškas spiralines vijas, kurios randamos tikrai ne kiekvienoje spiralinėje galaktikoje, ir centrinį telkinį. Įprastai manoma, kad tokioms galaktikoms susiformuoti reikėjo nemažai laiko – bent kelių milijardų metų. Tačiau James Webb teleskopas atskleidė, kad tvarkingų galaktikų buvo ir seniau, o dabar aptikta tolimiausia tvarkinga galaktika su disku, spiralinėmis vijomis ir centriniu telkiniu, kuri atrodo kone kaip Paukščių Tako dvynė. Galaktika, kurią tyrėjai praminė Žulongu (kiniškai tai reiškia „Fakelo drakonas“), matoma iš laikų, kai Visatos amžius buvo vos 1,1 milijardo metų; palyginimui dabartinis yra 13,8 milijardo. Tai tolimiausia žinoma galaktika, turinti aiškų centrinį telkinį, diską ir spiralines vijas. James Webb duomenų analizė parodė, kad galaktika į mus pasisukusi praktiškai „veidu“, t.y. matome tiesiai disko plokštumą. Spiralinės vijos joje driekiasi bent 19 kiloparsekų nuo centro; palyginimui Saulę nuo Paukščių Tako centro skiria aštuoni kiloparsekai. Pusė disko šviesio sutelkta 3,7 kiloparsekų spindulio regione centre – šis dydis labai panašus į mūsų Galaktikos. Panaši ir bendra žvaigždžių masė – apie 100 milijardų Saulės masių. Centrinė galaktikos dalis yra raudona, tai rodo, kad ten žvaigždės nebesiformuoja; o išorėje formuojasi, maždaug 66 Saulės masių per metus sparta. Tai daug daugiau, nei Paukščių Take, tačiau bent tris kartus mažiau, nei vidutiniškai to laikotarpio galaktikoms. Taigi Žulongas yra ganėtinai rami galaktika, didžiąją dalį žvaigždžių suformavusi dar seniau, nei stebimas laikotarpis. Kaip tokia galaktika spėjo nusistovėti per mažiau nei milijardą metų, kol kas lieka neaišku. Tyrimo rezultatai publikuojami Astronomy & Astrophysics.

***

Pačioje pradžioje Visatą sudarė vienodas kiekis materijos ir antimaterijos. Praėjus mažiau nei sekundei po Didžiojo sprogimo, dalelės ir antidalelės sunaikino vienos kitas, ir Visatoje liko tik fotonai… Ne, ne taip. Pasirodo, Visatoje buvo vos truputėlį daugiau materijos, tad iš jos likučių galėjo formuotis galaktikos, žvaigždės, planetos ir mes. Bet kodėl taip buvo? Apie antimaterijos paradoksą pasakoja PBS Space Time:

***

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

Laiqualasse