Astronomiją dažniausiai siejame su nakties dangumi, kuris, aišku, yra tamsus. Bet astronomai daugiausiai tiria šviesos taškelius jame – žvaigždes ir galaktikas. Taip pat ir Saulę, o prie jos sklandančias magnetines bangas dabar pavyko užfiksuoti beprecedentiškai detaliai. Kai kurie šviesos šaltiniai būna trumpalaikiai – pavyzdžiui, žvaigždžių sprogimai; pasirodo, kartais jie gali išlydyti didelę dalį žvaigždės į neutronų sriubą, o tai padeda formuotis įvairiems cheminiams elementams. Iš kitos pusės, kartais stebint šviesius dalykus iš tiesų ieškoma ko nors labai tamsaus – kaip kad anksčiau neaptikto kaimyno prie Persėjo galaktikų spiečiaus ar tamsios žvaigždžių neturinčios galaktikos šalia Paukščių Tako. Kitose naujienose – vulkanizmas ir vanduo senovės Marse bei sparčiai garuojanti uolinė planeta. Gero skaitymo!

Klausimas reguliariems skaitytojams: ar pastebėjote mano tekstų aiškumo pokytį pastaruoju metu? Pradėjau ruošdamas šiuos tekstus naudotis AI patarėjais, tad įdomu, ar tai atsiliepia kokybei ir į kurią pusę.

***

Alfveno bangos Saulės vainike. Saulės vainikas – žvaigždę gaubianti plazma – yra daug karštesnis už jos paviršių, arba fotosferą. Spinduliuotė ar šiluminis laidumas tiek įkaitinti vainiko negali, vadinasi, energiją jam suteikia kažkoks kitas procesas. Pagrindinis toks procesas turėtų būti įvairaus galingumo žybsniai, kurių metu Saulės magnetinio lauko linijos staigiai persijungia, išskirdamos daug energijos. Bet vien jų nepakanka. Labiausiai tikėtinas procesas, užpildantis trūkumą – Alfveno bangos, kylančios dėl jonų judėjimo magnetiniame lauke. Jos gali pakilti nuo Saulės paviršiaus į vainiką ir išskirti savo energiją tenai. Vienos bangos pakilimas ir išsisklaidymas gali užtrukti nuo minutės iki kelių, tad norėdami jas stebėti detaliai, turime daryti labai dažnas nuotraukas, praktiškai filmuoti Saulės paviršių realiu laiku. Taip pat reikalinga pakankamai gera erdvinė skyra ir gebėjimas atskirti bangą nuo aplinkinės medžiagos. Dabar, naudojant naujus instrumentus, tą pavyko padaryti. Kas sekundę Saulės spektrą ir spinduliuotės poliarizaciją galintis matuoti prietaisas parodė tikrąjį Alfveno bangų judėjimą. Kaip ir tikėtasi, atrasta daugybė bangų, kurios išsisklaido per 100-1000 sekundžių nuo pakilimo ir atneša daug energijos į vainiką. Tačiau taip pat aptikta ir spartesnių bangų, kurios išsisklaido per 10 sekundžių ar net trumpesnį laikotarpį. Nors jų nešama energija gerokai mažesnė už lėtųjų, ji vis tiek išmatuojama ir gali būti reikšminga. Šie rezultatai tikrai patvirtina Alfveno bangų egzistavimą Saulės vainike ir jų svarbą vainiko kaitinimui. Nors dar negalima sakyti, kad vainiko temperatūros problema išspręsta galutinai, panašu, kad reikšmingai priartėjome prie jos sprendimo. Naujojo instrumento galimybės leis daug detaliau nagrinėti procesus Saulės vainike ir apskritai suprasti, kaip plazma sąveikauja su magnetiniu lauku. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal.

***

Marso vulkanizmo istorija. Šiandien Marse aktyvių ugnikalnių nėra, tačiau praeityje tikrai buvo. Ar jie verždavosi dažnai, ar tik po kartą-kitą? Nauji marsaeigio Perseverance surinkti duomenys rodo, kad vulkanizmas vyko ilgai ir buvo įvairialypis procesas. Perseverance nuo 2021 metų važinėja Jezero krateryje, kurio dalį dengia seniai sustingusi lava. Analizuodami detalias nuotraukas ir spektrinę informaciją, mokslininkai nustatė, jog lavą sudaro keli skirtingi sluoksniai. Vienas jų susideda iš tamsių bazaltinių uolienų, kurių inkliuzai rodo, jog ši lava praeityje stingo sparčiai ir sąveikavo su vandeniu. Aukštesniame sluoksnyje lava šviesesnė, o joje matomi kristalai, panašu, susidarė giliau plutoje ir vėliau pakilo aukštyn. Kiek neįprastai lyginant su kitais lavos pavyzdžiais – tiek Žemėje, tiek Mėnulyje ar kitur Marse – šiuose sluoksniuose santykinai gausu geležies oksidų ir mažai magnio oksidų. Skaitmeniniais modeliais tyrėjai parodė, kad tokia lava formavosi per ilgą laikotarpį, po truputį stingstant magmai, iš kurios kristalizavosi vis skirtingi mineralai, tuo pat metu prisijungdavo daug geležies turinčios plutos uolienos. Visi šie procesai – pradedant ilgalaikiu vulkanizmu ir vandens buvimu šalia, baigiant skirtingų mineralų formavimusi ir maišymusi – galėjo sukurti gausybę įvairių cheminių elementų ir sudaryti puikias sąlygas formuotis ar vystytis gyvybei. Šiuo metu Perseverance renka mėginius, kuriuos per artimiausią dešimtmetį ketinama pargabenti į Žemę detalesniems tyrimams. Tokios įvairialypės lavos mėginiai bus ypatingai naudingi siekiant suprasti praeities Marso raidą. Tyrimo rezultatai publikuojami Science Advances.

***

Senovės Marse greičiausiai lijo. Praeityje Marse tikrai buvo skysto vandens. Tačiau jauna Saulė buvo blausesnė už šiandieninę, tad net ir Žemei turėjo būti sunku išlaikyti pakankamai aukštą paviršiaus temperatūrą. Marsas nuo Saulės toliau ir yra mažesnis, tad atmosfera greičiausiai net ir senovėje buvo retesnė – ar tikrai ten temperatūra galėjo pakilti virš nulio? Pastaruoju metu populiarėja alternatyvus modelis, pagal kurį Marsą dengė ledynai, o šiandien matomus upių slėnius išgraužė nuo slėgio tirpstantis ledas jų apačioje. Bet, pasirodo, toks scenarijus negali paaiškinti matomų slėnių savybių. Tyrėjai pasitelkė skaitmeninius modelius, kuriais įvertino, kaip formuotųsi upių slėniai abiem – šilto drėgno ir šalto sauso – senovės Marso klimato scenarijais. Pasirodė, kad pagrindinis skirtumas – slėnių pradžios aukštis. Sausajame modelyje visi slėniai pradeda formuotis vienodame aukštyje, nes jis priklauso nuo sąlygų, kuriomis ledas gali ištirpti. Drėgnajame modelyje slėniai formuojasi ten, kur kaupiasi lietaus vanduo, o tai gali nutikti įvairiame aukštyje. Išnagrinėję realių Marso slėnių, esančių netoli vienas kito, nuotraukas mokslininkai nustatė, kad jie prasideda skirtingame aukštyje, vadinasi juos turėjo sukurti tekantis lietaus vanduo. Nors šis atradimas nepaaiškina, kaip Marse galėjo susidaryti tinkamos sąlygos lietui, jis parodo, kad tokios sąlygos turėjo egzistuoti. Vadinasi, sauso šalto Marso modelius galima atmesti ir toliau koncentruotis į bandymus paaiškinti, kaip Raudonoji planeta galėjo pakankamai sušilti. Tyrimo rezultatai publikuojami JGR Planets.

***

Protoplanetiniai diskai auga ilgai. Aplink besiformuojančias ir jaunas žvaigždes randami dujų ir dulkių diskai. Juose dulkės gali sukibti į vis didesnius gumulus, o kai kurie iš jų galiausiai virsta planetomis. Įprastai manoma, kad protoplanetinis diskas susidaro iš tarpžvaigždinio debesies gumulo, kuris traukėsi formuodamas žvaigždę, ir vėliau tik praranda medžiagą – ši arba įkrenta į žvaigždę, arba yra išpučiama. Bet dabar mokslininkai pateikė radikaliai kitokį modelį, pagal kurį diskai ne tik praranda, bet sėkmingai ir prisijungia naują medžiagą beveik visą savo gyvavimo laiką. Tyrėjai atkreipė dėmesį, jog ankstesniuose darbuose nebuvo atsižvelgiama į tai, kad protoplanetinio disko aplinka – tas pats tarpžvaigždinis debesis – yra turbulentiška, taigi aplink diską esančios medžiagos savybės nuolat keičiasi. Jie apskaičiavo, kiek tokie kintantys dujų srautai galėtų atnešti masės ir judesio kiekio momento į diską ir patikrino skaičiavimus su detaliais skaitmeniniais modeliais. Judesio kiekio momentas – fizikinis dydis, nurodantis, kaip labai objektas ar sistema sukasi – yra labai svarbus parametras diskams, nes reguliuoja jų dydį. Naujasis modelis davė rezultatus, kurie daug geriau atitinka detalius diskų stebėjimus. Pavyzdžiui, jis gali paaiškinti, kodėl ir palyginus seni diskai yra gana dideli, gerai prognozuoja diskų gyvavimo trukmę ir medžiagos kritimo į žvaigždę spartą. Ankstesni modeliai to padaryti negalėjo. Naujieji rezultatai aktualūs ne tik pačių diskų savybėms tirti, bet ir planetų formavimuisi ir ankstyvai žvaigždžių raidai. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Astronomy.

***

Ilgaperiodės superžemės – gana dažnos. Saulės sistemoje neturime superžemių – uolinių planetų, kurių masė didesnė už mūsiškės. Tuo tarpu kitur Galaktikoje tokios planetos atrodo kone dažniausios. Bent jau arti savo žvaigždžių; kol kas išvadas galime daryti tik apie šį regioną, nes pagrindiniai egzoplanetų aptikimo būdai daug lengviau aptinka artimas žvaigždėms planetas, nei tolimesnes. Yra vienas metodas, kuris, priešingai, jautresnis tolimoms planetoms. Tai – gravitacinis mikrolęšiavimas: tolimas žvaigždės šviesos paryškėjimas, kai tarp jos ir mūsų pralekia planeta. Tokių įvykių ieškoma tada, kai įvyksta lęšiavimas dėl dviejų žvaigždžių praskridimo viena prieš kitą dangaus skliaute. Jei artimesnė žvaigždė turi planetą, netrukus prieš ar po pagrindinio lęšiavimo žybsnio sulaukiame ir antro. Kuo planeta toliau nuo savo žvaigždės, tuo aiškiau matomas mažasis žybsnis, nes jo signalas nepranyksta stipresniojo šviesoje. Tad lęšiavimo būdu planetos dažniausiai aptinkamos panašiu atstumu nuo žvaigždės, kaip Jupiteris nuo Saulės, ar dar toliau. Dabar mokslininkai pirmą kartą įvertino, kokios planetos randamos taip toli nuo žvaigždžių ir nustatė, kad tarp jų superžemių irgi gausu. Tyrimas prasidėjo nuo vieno gravitacinio lęšiavimo įvykio, nutikusio dar 2016 metais, analizės. Jo šviesio kreivėje tyrėjai aptiko ir planetos signalą bei apskaičiavo, kad planetos ir žvaigždės masių santykis maždaug dvigubai didesnis, nei Žemės ir Saulės. Pati žvaigždė yra apie 60% Saulės masės, taigi planeta už Žemę masyvesnė apie 20%. Tai nėra daug, kalbant apie superžemes – jų masės gali siekti iki 8-10 Žemės masių. Visgi apjungę šį atradimą su 63 kitais superžemių mikrolęšiavimo įvykiais, užfiksuotais 2016-2019 metais, tyrėjai galėjo įvertinti, kiek žvaigždžių turi tokių planetų. Gautas skaičius – vidutiniškai maždaug 0,35 superžemės vienai žvaigždei Paukščių Take. Įdomu, kad planetų kiekio pasiskirstymas pagal masę nėra tolygus, o turi du pikus. Vienas jų atitinka superžemes, kitas – Neptūno dydžio ir didesnes planetas. Tikėtina, kad jis atspindi skirtingus formavimosi mechanizmus: mažos planetos niekad neprisitraukia tankios ir storos atmosferos, o viršijusios tam tikrą masės slenkstį gali išaugti daug masyvesnės. Anksčiau panašūs skirtumai pastebėti tarp artimesnių planetų, bet buvo manoma, kad jiems atsirasti gali būti svarbi ir žvaigždės spinduliuotė. Panašu, kad dvi planetų grupės išsivysto ir be didelės jos įtakos. Tyrimo rezultatai publikuojami Science.

***

Mažytė garuojanti planeta. Daugelis žinomų egzoplanetų skrieja labai arti savo žvaigždžių. Kai kurios – taip arti, kad ima garuoti; už jų nusidriekia uodegos, panašiai kaip kometų. Jei tokia planeta yra uolinė, nuodugnūs jos stebėjimai gali padėti suprasti, iš kokių mineralų susidėjo jos pluta ir mantija, ir taip išsiaiškinti uolinių egzoplanetų savybes daug detaliau, nei bet kokiu kitu būdu. Dabar pranešta apie sparčiausiai garuojančios uolinės egzoplanetos atradimą. Planeta BD+054868Ab savo žvaigždę apskrieja vos per 30 valandų. Ji pateko į TESS kosminio teleskopo stebėjimų lauką, o duomenyse pastebėti žvaigždės pritemimai prieš ir po pagrindinio tranzito, kurie rodo egzistuojant uodegas. Apskaičiuota planetos garavimo sparta – maždaug viena Žemės masė per 100 milijonų metų, bent dešimt kartų daugiau, nei kitų uolinių garuojančių planetų. Tiesa, tiek laiko išgaruoti neprireiks: planetos masė jau dabar yra kažkur tarp Mėnulio ir Merkurijaus, taigi visiškai ji išgaruos per kelis milijonus metų. Detaliau stebint tranzitus, bus galima nustatyti garuojančios medžiagos cheminę sudėtį. Taip paaiškės, ar uolinės planetos šioje sistemoje panašios į Žemę ir kaimynes, ar kuo nors reikšmingai skiriasi. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Sprogstančios žvaigždės lydosi į neutronus. Beveik visi cheminiai elementai Visatoje atsirado žvaigždžių dėka. Jose vandenilis ir helis virsta įvairiais sunkesniais branduoliais, kurie, žvaigždei mirštant, išsiveržia į aplinką ir praturtina tarpžvaigždinę terpę. Dalis elementų – sunkiausieji – atsiranda pačios žvaigždės mirties metu, pavyzdžiui sprogstant supernovai. Jie formuojasi, kai esamus elementų branduolius bombarduoja neutronai. Šie skyla ir virsta protonais, taip elementas virsta sunkesniu. Tokiam procesui reikalingas didžiulis neutronų srautas, o kartu – ir didžiulė jų gamybos sparta, mat laisvi neutronai per maždaug 15 minučių virsta protonais, taigi iš toli atlėkti paprasčiausiai neturi laiko. Įprastai manoma, kad neutronams gaminti reikalingos energingos įelektrintos dalelės – kosminiai spinduliai – arba beveik masės neturintys neutrinai. Bet dabar mokslininkai apskaičiavo, kad gausybę neutronų gali pagaminti vien energingi fotonai. Toks scenarijus aktualus ilgų gama spindulių žybsnių metu, kai kolapsuojančios masyvios žvaigždės centre susidaro neutroninė žvaigždė arba juodoji skylė ir nuo jos prieigų pro išorinius žvaigždės sluoksnius ima veržtis čiurkšlė. Iš pradžių ji yra „ugnies kamuolys“ – beveik vien iš fotonų sudarytas burbulas, kuris plinta ir greitėja, kai fotonų energija perduodama materijai. Būtent šių sąveikų metu čiurkšlėje esanti medžiaga gali efektyviai virsti neutronais. Čiurkšlės magnetinis laukas neleidžia iš jos pabėgti protonams ir elektronams, tačiau neutronams įtakos neturi. Taigi šie gali pabėgti iš čiurkšlės ir maišytis su aplinkine medžiaga. Čiurkšlės medžiagos tankis gerokai viršija aplinkos, taigi net ir palyginus nedidelis neutronų kiekis, palikęs čiurkšlę, gerokai pakeičia medžiagos balansą. Neutronais praturtintoje aplinkoje gali prasidėti ir sparčios neutronų pagavimo reakcijos, kurių metu sukuriami cheminiai elementai, sunkesni už geležį. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal.

***

Magnetiniai besijungiančių neutroninių žvaigždžių virpesiai. Neutroninės žvaigždės yra tankiausi mokslui žinomi objektai (neskaitant juodųjų skylių, bet jų tankis neprieinamas stebėjimams, nes slypi už įvykių horizonto). Taigi jų tyrimai leidžia mums suprasti, kaip medžiaga elgiasi ekstremalaus tankio sąlygomis. Ir ne tik tankio – milžiniškas ir slėgis jose, taip pat magnetinis laukas. Vienas iš būdų tirti neutronines žvaigždes yra jų susijungimai, kurie paskleidžia ir elektromagnetines bangas (gama spindulių žybsnį), ir gravitacines. Iškart po susijungimo susidariusi masyvesnė neutroninė žvaigždė virpa, o virpesiai priklauso nuo medžiagos tankio ir slėgio sąryšio bei struktūros. Bendrai šias savybes aprašanti matematinė išraiška vadinama būvio lygtimi. Dabar mokslininkai parodė, kad jai, o kartu ir neutroninės žvaigždės virpesiams, įtakos turi ir magnetinis laukas, kuris anksčiau panašiuose skaičiavimuose buvo ignoruojamas. Tyrėjai pasitelkė modernų skaitmeninį modelį, kuriame apjungti reliatyvumo teorijos efektai, hidrodinamikos dėsniai ir magnetinio lauko poveikis. Juo remdamiesi ištyrė, kaip esant skirtingam mangetiniam laukui pasikeičia neutroninės žvaigždės vibracijos, esant skirtingoms būvio lygtims. Susijungimo metu magnetinis laukas sustiprėja iki ekstremalių verčių, didesnių net už randamas magnetaruose – ekstremaliose neutroninėse žvaigždėse. Dėl jo įtakos susiliejimo produktas ima virpėti aukštesniu dažniu – pokytis nuo rezultatų, gautų be magnetinio lauko, gali siekti net 200 hercų, arba virš penktadalio didžiausio susiliejimo metu pasiekiamo dažnio. Toks dažnio pasikeitimas gali visiškai paslėpti skirtumus, priklausančius nuo būvio lygties skirtumų. Taigi gravitacinių bangų signalų interpretacija, kurioje neatsižvelgiama į magnetinio lauko įtaką, gali duoti visiškai klaidingus rezultatus. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Tarpžvaigždinių vandenilio molekulių formavimasis. Kosmose randame gausybę vandenilio. Visai nekeista – lengviausias cheminis elementas apskritai yra gausiausias Visatoje. Šiek tiek labiau stebina tai, kad randame ir labai daug vandenilio molekulių. Dviem vandenilio atomams vakuume susijungti į molekulę – tikras iššūkis, mat susidūrimo metu jie turėtų įkaisti tiek, kad įgytos energijos visiškai pakanka molekulei suardyti. Vadinasi, egzistuoja kažkoks reakcijos katalizatorius – medžiaga, palengvinanti molekulių formavimąsi. Jau seniai neabejojama, kad tai – kosminės dulkės, įvairūs anglies bei silikatų junginiai, prie kurių prikibę vandenilio atomai gali susijungti tarpusavyje ir vėliau nulėkti šalin jau poroje. Bet ligšioliniai skaičiavimai rodė, kad toks procesas efektyvus tik tada, kai terpės temperatūra labai žema, neviršija maždaug 50 kelvinų. Visgi vandenilio molekulių randama ir daug aukštesnės temperatūros, iki kelių tūkstančių kelvinų, aplinkoje. Kaip formuojasi šios molekulės? Naujame tyrime pateiktas atsakymas – taip pat, kaip ir šaltesnės. Tyrimo autoriai pasitelkė labai detalius molekulių dinamikos skaitmeninius modelius ir taip apskaičiavo vandenilio atomų sąveiką su buckminsterio fulerenais – anglies rutuliukais, sudarytais iš 60 atomų. Tokių molekulių aptikta tarpžvaigždinėje erdvėje, be to, įvairiomis savybėmis jos primena ir policiklinius aromatinius angliavandenilius – dar vieną dažną tarpžvaigždinių molekulių tipą ir tikėtiną kosminių dulkių komponentą. Modeliai parodė, kad vandenilis prie anglies kamuoliuko gali prikibti ne tik „fizikiškai“ – veikiant silpnoms tarpatominėms van der Waalso jėgoms, – bet ir cheminiais ryšiais. Taip vienas 60 anglies atomų fulerenas gali prisirinkti iki 36 vandenilio atomų, kurie atkibti nuo jo gali ir poromis. Šis procesas panašiai efektyvus, kaip ir fizikinis, tačiau vyksta daug platesniame temperatūros ruože – net iki 5500 kelvinų. Šitaip vandenilio molekulės gali formuotis net ir gana šiltoje aplinkoje. Atradimas svarbus siekiant suprasti, kaip ir kur galaktikose formuojasi žvaigždės, mat molekulės yra svarbus tarpinis etapas jų link. Tyrimo rezultatai publikuojami Communications Chemistry.

***

Paukščių Takas – mūsų kosminiai namai, tačiau namų sienos kartais trukdo pažvelgti į lauką. Tokią problemą kelia ir Galaktikos dulkės, kurios neleidžia pažiūrėti, kas dedasi kitoje jos pusėje ir už jos. Bet infraraudonuosius spindulius jos praleidžia lengviau, nei regimuosius, o neseniai pradėjęs dirbti VISTA teleskopas atskleidė daugiau nei pusantro milijardo objektų, slypinčių už Paukščių Tako juostos. Apie šį atradimą pasakoja Astrum:

***

Tamsi galaktika kaimynystėje? Skaitmeniniai Visatos struktūrų formavimosi modeliai prognozuoja, kad Paukščių Taką turėtų supti tūkstančiai mažyčių tamsiosios materijos halų. Dauguma jų turėtų būti tamsūs, kitaip tariant, neturėti nei vienos, ar beveik nei vienos, žvaigždės. Aptikti juos būtų labai sudėtinga, tačiau gali būti, jog dabar astronomams tą padaryti pavyko. Netikėtas radinys aptiktas nagrinėjant greitą dujų debesų netoli Paukščių Tako, įvardijamą HVC AC-I. Tokių debesų Galaktikos pakraščiuose žinoma daugybė; manoma, kad tai yra tarpgalaktinių dujų telkiniai, ardomų nykštukinių galaktikų liekanos arba netgi gausių supernovų sprogimų išmestos pačios Galaktikos dujos, krentančios (atgal) į Paukščių Taką. HVC AC-I iš pradžių irgi atrodė toks, tačiau detalesni – aukštesnės skyros – stebėjimai atskleidė jame esantį kompaktišką dujų telkinį, pavadintą AC G185.0-11.5 (skaičiai reiškia jo koordinates danguje). Telkinį sudarančios dujos pasirodė besisukančios aplink vieną ašį, kaip galaktikos diskas. Tokia konfigūracija visiškai nebūdinga jokiam greitųjų debesų tipui. Dujų greitis rodo, kad debesies masė yra daug didesnė, nei vien regimosios materijos. Tamsiosios materijos ten turėtų būti net 21 kartą daugiau, o bendra masė siekia net apie 3,2 milijardo Saulės masių. Didžiausia Paukščių Tako palydovė, Didysis Magelano debesis, yra tik 3-6 kartus masyvesnė. Taigi HVC AC-I yra vienas masyviausių Paukščių Tako palydovų, bet žvaigždžių neformuoja visiškai – greičiausiai todėl, kad nors jame dujų yra daug, jos ir pasklidusios gana plačiai, tad tarpgalaktinė spinduliuotė joms neleidžia atvėsti. Jei net tokią masyvią tamsią galaktiką pavyko atrasti tik dabar, aplink Paukščių Taką beveik neabejotinai skraido ir daugiau mažesnių. Tiesa, šį atradimą derėtų vertinti atsargiai, nes praeityje jau buvo keletas panašių atradimų, kurie vėliau paaiškėjo arba nesą visiškai tamsūs (t.y. turėjo žvaigždžių, nors ir blausių), arba ne visai galaktikos (t.y. neturėjo reikšmingo tamsiosios materijos komponento). Tyrimo rezultatai publikuojami Science Advances.

***

Galaktikų kosmose būna pačių įvairiausių. Apie pusę jų yra diskinės, o apie trečdalį šių turi skerses, kaip matome ir šioje nuotraukoje. Skersę turi ir Paukščių Takas, bet nuo čia matomos NGC 5335 jis skiriasi spiralinių vijų struktūra. NGC 5335 jos yra „pūkuotos“ – palyginus trumpos ir neryškios, tuo tarpu mūsų Galaktika vadinama „didžiojo rašto“ spirale, nes keturios pagrindinės vijos driekiasi nuo pat skersės iki Galaktikos pakraščių.

***

Persėjo spiečiaus susiliejimas. Galaktikų spiečiai, susidedantys iš šimtų ar net tūkstančių galaktikų, taip pat daugybės dujų ir tamsiosios materijos, yra didžiausios gravitaciškai surištos struktūros Visatoje. Dėl milžiniško dydžio, kuris dažniausiai viršija kelis megaparsekus (palyginimui Andromedą nuo mūsų skiria 0,8 megaparseko) jie vystosi labai lėtai, bet kokio sukrėtimo pasekmės matomos milijardus metų. Tirdami galaktikų spiečius, astronomai juos išskiria į relaksuotus – tokius, kuriuose sukrėtimų pasekmių nematyti – ir sujauktus, arba perturbuotus. Vienas iš didžiausių spiečių regimojoje Visatoje yra Persėjo galaktikų spiečius, kurio masė 400-600 kartų viršija Paukščių Tako. Ilgą laiką jis buvo laikomas praktiškai vadovėliniu relaksuoto spiečiaus pavyzdžiu, nes atrodė tvarkingas ir tolygus. Visgi detalesni stebėjimai pastaraisiais metais sukėlė abejonių: spiečiaus galaktikos ir karštos dujos išsidėsčiusios ne visai sferiškai, o išsitempusios rytų-vakarų kryptimi, be to, dideliu atstumu nuo spiečiaus centro matyti dujų frontai, kur karštos ir šaltos dujos nėra susimaišiusios. Šios savybės būdingos spiečiams, kurie neseniai išgyveno susidūrimus. Bet šalia Persėjo spiečiaus nebuvo aptikta jokio kito, kuris galėtų sukelti tokius sukrėtimus. Dabar tą padaryti pavyko: greta Persėjo aptiktas tamsus, tačiau masyvus telkinys. Remdamiesi gravitacinio lęšiavimo – tolimų galaktikų spinduliuotės trajektorijų iškrypimo dėl pakeliui pasitaikančių medžiagos telkinių traukos – duomenimis, mokslininkai nustatė, kad maždaug 430 kiloparsekų į vakarus nuo Persėjo spiečiaus centro yra kitas telkinys, kurio masė siekia beveik trečdalį didžiojo spiečiaus masės. Šiame telkinyje yra bent keletas ryškių galaktikų, kurių stebėjimai patvirtina, jog matoma struktūra tikrai yra arti Persėjo, o ne prieš jį ar už jo. Mažesnįjį telkinį ir pagrindinį spiečių jungia tamsiosios materijos tiltas, kurio masė siekia apie dešimtadalį mažesniojo telkinio masės. Maždaug tokios konfigūracijos ir galima tikėtis, jei mažesnis telkinys prieš penkis milijardus metų susidūrė su Persėjo spiečiumi. Skaitmeniniais modeliais tyrėjai parodė, kad mažesniojo telkinio masė prieš susidūrimą turėjo būti apie trečdalį Persėjo masės. Taip pat iš modelių matyti, kad susidūrimas galėjo sukurti ir dujų frontus į rytus nuo spiečiaus. Šis atradimas padės geriau suprasti, kaip jungiasi galaktikų spiečiai ir kokios būna šių susidūrimų pasekmės net ir praėjus milijardams metų. Faktas, kad stebėjimų rezultatus pavyko atkurti skaitmeniniu modeliu, rodo, kad modelyje padarytos prielaidos apie Visatos struktūrų formavimąsi yra daugmaž teisingos. Tai suteikia daugiau galimybių patikrinti alternatyvius struktūrų formavimosi modelius. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Astronomy.

***

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

Laiqualasse