Tirti dalykus, kurie yra labai arti mūsų, gali pasirodyti lengva, bet astronomijoje kartais tą darant kyla išskirtinių problemų. Ne kartą ir šiame bloge esu rašęs apie iššūkius tirti Paukščių Taką, nes esame jo viduje. Daug mažiau dėmesio sulaukia mažesnio mastelio problema – Vietinis burbulas, kelių šimtų parsekų skersmens jonizuotų dujų pilna ertmė, kurioje kybo ir Saulė. Prieš keliolika milijonų metų žvaigždžių sprogimų išpūstas burbulas ilgai buvo laikomas gana tolygiu dariniu, bet dabar aiškėja, kad taip nėra. Viename praėjusios savaitės tyrime paskelbta, jog burbule pilna mažyčių – mažesnių už atstumą tarp Saulės ir Žemės – sutankėjimų, kurie sklaido pro šalį einančias radijo bangas. Pačių jonizuotų dujų kiekis irgi pasirodė didesnis, nei manyta anksčiau – tą pavyko nustatyti, kai New Horizons išmatavo jų spinduliuotę gerokai nutolęs nuo Saulės (dar viena „vietinė“ problema – Saulės šviesa, atsispindėjusi nuo tarpplanetinių dulkių, gali nustelbti tolimesnę spinduliuotę). Burbulo pakraščiuose esama įvairių tankesnių dujų debesų; vienas toks atrastas tik dabar, nes jame praktiškai nėra anglies monoksido, kuris dažniausiai naudojamas tankioms šaltoms dujoms aptikti. Kitose naujienose – Vestos branduolio (ne)egzistavimo klausimas, Devintosios planetos signalas archyviniuose duomenyse bei aukso kilmė. Gero skaitymo!
***
Minimėnuliai iš Mėnulio. Žemė turi vieną tikrą natūralų palydovą, kaip galime įsitikinti beveik kiekvieną giedrą naktį. Tačiau kartais ji įgyja „kvazipalydovų“ – mažų akmenukų, kurie praskrenda pakankamai arti planetos ir pakankamai lėtai, kad kuriam laikui tampa su ja surišti gravitaciškai. Kai kurie iš jų vadinami „minimėnuliais“ – jie, prieš palikdami Žemę, apsuka aplink ją bent vieną ratą. Kol kas tokių objektų žinome tik du, ir dar tris kvazipalydovus. Beveik neabejotinai ir vienų, ir kitų yra ir daugiau, tiesiog kol kas jie per smulkūs, kad galėtume aptikti šiandieniniais teleskopais. Seniau buvo manoma, kad kvazipalydovai ir minimėnuliai yra asteroidai – kūnai, seniai skrajojantys Saulės sistemoje, daugiausiai Asteroidų žiede. Į Žemės aplinką juos galėjo atnešti gravitacinės sąveikos su planetomis ar netgi susidūrimai su kitais asteroidais. Tačiau dviejų kvazipalydovų spektras daug labiau primena Mėnulio bazaltines uolienas, nei bet kokius žinomus asteroidus, tad manoma, jog jie atsirado, kai į Mėnulį trenkėsi koks nors asteroidas ir išmušė dalį plutos. Dabar mokslininkai apskaičiavo, kiek apskritai kvazipalydovų ir minimėnulių gali būti kilę iš Mėnulio. Jie įvertino, kiek medžiagos gali išmušti įvairūs smūgiai į Mėnulį ir kaip tie išmušti objektai toliau juda, veikiami Saulės, Žemės bei Mėnulio gravitacijos. Bendras rezultatas – 10 metrų ar didesnis kvazipalydovas iš Mėnulio atsiranda kas 20-100 metų, o metro ar didesnių gali atsirasti 10-30 per metus. Dauguma jų kvazipalydovais tampa ne iškart, o apsukę bent vieną ratą aplink Saulę. Maždaug kas penktas Mėnulio kilmės kvazipalydovas priartėja pakankamai, kad taptų minimėnuliu. Deja, visi šie skaičiai, ypač kvazipalydovų ir minimėnulių dydžio skirstiniai, turi milžiniškas paklaidas, kurios daugiausiai kyla iš nežinojimo, kaip dažnai į Mėnulį pataiko smulkūs asteroidai ir kokio dydžio kraterius jie palieka. Ateityje, aptinkant daugiau kvazipalydovų, jų savybes bus galima panaudoti siekiant geriau įvertinti Mėnulio kraterių formavimosi spartą ir kitas proceso savybes. Šios žinios bus svarbios ir planuojant žmonių misijas, stengiantis apsaugoti astronautus nuo pavojų iš kosmoso. Tyrimo rezultatai arXiv.
***
Merkurijus gali atrodyti kaip visiškai sausas ir nelabai įdomus pasaulėlis. Bet ir jis turi paslapčių – štai neseniai atrasta, kad iš jo naktinės pusės tolyn nuo Saulės driekiasi uodega, sudaryta iš natrio. Apie ją pasakoja Astrum:
***
Vesta neturi branduolio. Antras didžiausias Asteroidų žiedo kūnas yra Vesta. Jos skersmuo, viršijantis 500 kilometrų, pakankamas, kad gravitacija kūną suspaustų į daugmaž apvalią formą. Tokie kūnai paprastai būna ir diferencijuoti – turi plutą, mantiją ir branduolį, kurių cheminė bei mineralinė sudėtis skiriasi. Diferenciacija įvyksta, kai formavimosi metu kūnas įkaista tiek, jog išsilydo – tada sunkesni elementai (geležis) nuskęsta į gelmes ir formuoja branduolį, o lengvesni mineralai (įvairūs silikatai) lieka paviršiuje. Natūralu, kad buvo manoma, jog tokią struktūrą turi ir Vesta. Bet, pasirodo, taip nėra: nauja Dawn zondo duomenų analizė rodo, kad Vestos sandara praktiškai vienoda nuo paviršiaus iki centro. Nustatyti, kas yra uolinio ar ledinio kūno gelmėse, sudėtinga, ir praktiškai vienintelis metodas, kuriam nereikia nusileisti ant kūno paviršiaus ir prasigręžti į jį, yra sukimosi netolygumų matavimas. Jei kūno centras tankesnis už paviršių, jo inercijos momentas mažesnis, negu tuo atveju, kai tankis vienodas, todėl kūnas lengviau gali pakeisti sukimosi greitį; panašiai kaip ir čiuožėjas ant ledo, pritraukęs rankas prie savęs, ima suktis greičiau, nei jas ištiesęs. Dawn zondas, skrajojęs aplink Vestą 2011-2012 metais, nuolat siuntė į Žemę telemetrijos duomenis. Naujojo tyrimo autoriai išnaudojo juos, kad įvertintų du Vestos sukimosi netolygumus: precesiją, kai sukimosi ašis lėtai brėžia ratą danguje, ir nutaciją, kai ši ašis svyruoja aukštyn-žemyn. Remdamiesi šiais matavimais jie apskaičiavo, kad Vestos inercijos momentas yra vos 6% mažesnis, nei visiškai vienodo tankio kūno. Taigi jei Vesta ir turi branduolį, jis yra nedidelis ir kūnas beveik nėra diferencijuotas. Kaip galėjo taip nutikti? Tyrėjai pateikia dvi galimybes. Pirmoji – Vesta formavosi lėtai, todėl tarp reikšmingų susidūrimų su dideliais kūnais spėdavo atvėsti ir niekad pilnai neišsilydė. Antrasis – Vesta kadaise buvo didesnio kūno dalis ir susiformavo, kai šį, pilnai diferencijuotą, kūną sudaužė didelis susidūrimas, tačiau formavosi daugiausiai iš jo plutos ir mantijos, o ne branduolio, medžiagos. Tikslesnio atsakymo reikės palaukti iki kol į Vestą nukeliaus koks nors nusileidžiantis zondas, o kada tai nutiks – nežinia. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Astronomy.
***
Jei šiemet nukreipsite teleskopą į Saturną, gali tekti nusivilti – žiedų pamatyti greičiausiai nepavyks. Priežastis – paprasta: šiuo metu Saturnas į mus atsisukęs visai šonu, tad nematome žiedų plokštumos, o tik jų šoną. O žiedai yra ypatingai ploni, vos maždaug kilometro storio, tad ir Saulės šviesos mūsų link beveik neatspindi. Laimei, metų pabaigoje jie jau ims ryškėti ir paskui tą darys pusaštuntų metų, o po 15 vėl kurį laiką taps nematomi.
***
Kuiperio žiedo objektų istorija. Kuiperio žiedas yra regionas už Neptūno orbitos, kupinas įvairaus dydžio objektų, nuo mažyčių akmens ir ledo grumstų iki nykštukinių planetų, tokių kaip Plutonas ar Eridė. Kai kurių kūnų paviršiuje aptikta metanolio – paprasčiausio iš alkoholių, kurio randama ir tarpžvaigždinėje erdvėje. Manoma, kad metanolio ledo prikaupti kūnai galėjo dar formuojantis Saulės sistemai, tačiau kaip jie vystėsi vėliau? Nemenką žingsnį atsakymo link duoda nauji James Webb teleskopu atlikti stebėjimai. Stebėjimams pasirinkti 14 transneptūninių objektų – tokių, kurių orbitos išsidėsčiusios už Neptūno, nors nebūtinai priklausančių vien Kuiperio žiedui. Anksčiau atlikti stebėjimai leido parinkti objektus, kuriuos pagal Saulės šviesos atspindį galima suskirstyti į tris grupes. Pirmoji grupė susideda iš objektų, kurių paviršiuje matyti aiškūs metanolio ledo pėdsakai. Tarp jų pastebėta aiški tendencija, kad kuo objekto orbita pailgesnė, tuo silpnesnis metanolio signalas. Taip gali nutikti dėl to, kad pailgose orbitose skriejantys objektai nulekia toli nuo Saulės, kur jų paviršių pasiekia daug kosminių spindulių – energingų dalelių iš už Saulės sistemos ribų, kurių srautą gerokai susilpnina Saulės vėjas. Kosminiai spinduliai suardo metanolį ir transformuoja jį į kitus junginius. Be to, šių objektų spektre silpnesni yra tie metanolio pėdsakai, kurie rodo jo gausą pačiame paviršiuje, tačiau ne giliau po juo. Tai irgi rodo, kad objektai metanolio greičiausiai turi daug, tiesiog jo gausa paviršiuje per milijardus metų sumažėjo. Kitos dvi grupės turi mažai metanolio tiek paviršiuje, tiek gelmėse, o tarpusavyje skiriasi savo anglies dvideginio ledo gausa. Tyrėjai pateikė dvi galimas šių objektų kilmės interpretacijas: arba jie formavosi iš tokios pačios medžiagos, kaip ir pirmoji grupė, tačiau truputį kitokiose orbitose, ir prarado metanolį dar anksti Saulės sistemos jaunystėje; arba jie jau formavosi skirtingose vietose, kur ir metanolio ledo gausa gerokai skyrėsi. Žinoma, galimas ir abiejų scenarijų mišinys. Šias interpretacijas mokslininkai patikrino ir laboratoriniais eksperimentais, kurie patvirtino, jog ir kosminiai spinduliai, ir Saulės spinduliuotė gali sunaikinti paviršinius metanolio telkinius, tačiau ne gilius rezervuarus. Šis atradimas prisideda prie bendro paveikslo, padedančio suprasti Saulės sistemos, o kartu ir kitų planetinių sistemų, formavimąsi ir raidą per milijardus metų. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal Letters.
***
Senas Devintosios planetos signalas? 2016 metais, analizuodami tolimų mažų Saulės sistemos objektų orbitas, astronomai iškėlė hipotezę, kad kažkur sistemos pakraštyje skrieja maždaug dešimt kartų už Žemę masyvesnė planeta. Šios, vadinamos Devintosios planetos, paieškos iki šiol yra bevaisės. Ją atrasti tikrai būtų sunku: skaičiavimai rodo, kad planetą nuo Saulės skiria bent 500 kartų didesnis atstumas, nei Žemę, taigi ją pasiekia visai menkas Saulės šviesos srautas, o atspindėta spinduliuotė, keliaudama mūsų teleskopų link, išsisklaido dar labiau. Be to, dangaus skliaute objektas irgi judėtų labai lėtai, vos kelias lanko minutes per metus. Galiausiai, nežinome, kurioje dangaus vietoje rasime planetą – tik kad ji turėtų būti netoli ekliptikos plokštumos, kurioje sukasi ir kitos sistemos planetos. Taigi paieškos turi būti labai jautrios, apimti didelę dangaus dalį ir trukti pakankamai ilgai. Tokios apžvalgos yra brangios ir daromos nelabai dažnai. Tačiau jų buvo daryta praeityje, o dabar astronomai dviejuose jų atrado galimą Devintosios planetos pėdsaką. IRAS infraraudonųjų spindulių teleskopas skraidė aplink Žemę 1983-1984 metais, o AKARI – 2006-2007. Per 23 metus tarp dviejų apžvalgų Devintoji planeta danguje galėjo pasislinkti apie 42-70 lanko minučių, o abiejų apžvalgų jautrumo pakanka, kad galėtų ją aptikti. Tyrėjai atrinko apžvalgų duomenyse objektus, kurie vienoje apžvalgoje matomi vienoje dangaus vietoje, o kitoje – pasislinkę tiek, kiek galėjo pajudėti Devintoji planeta. Iš tokių porų atrinko tas, kuriose abu objektai yra panašiai šviesūs ir ne per ryškūs, o jų ryškiai skirtingose infraraudonojo spektro dalyse tarpusavyje skiriasi ne per daug. Taip identifikavo 13 porų, kurias peržiūrėję identifikavo vieną, visai neblogai atitinkančią tikėtinas Devintosios planetos savybes. Deja, dviejų aptikimų nepakanka, kad būtų galima nustatyti objekto orbitą ir apskritai tvirtai pasakyti, jog tai yra tas pats objektas. Tačiau dabar aišku, į kurią dangaus vietą vertėtų kreiptis jautrius teleskopus, siekiant aptikti, ar šaltinis, matytas prieš 40 ir prieš 18 metų, vis dar yra ir vis dar juda aplink Saulę. Tyrimo rezultatai arXiv.
***
Jonizuotos dujos kosminėse apylinkėse. Dujos, kurių kosmose yra gausybė, pagal būseną paprastai skirstomos į tris rūšis: šaltas molekulines, šaltas ir šiltas atomines ir karštas jonizuotas. Pastarosios užpildo didžiąją dalį Visatos erdvės, nors pagal masę ir nėra svarbiausios. Dabar sužinojome, kad jonizuotų dujų gausu ir aplink Saulės sistemą. Tokia išvada padaryta iš geriausių Laimano alfa linijos stebėjimų duomenų, surinktų New Horizons zondu. Laimano alfa linija yra ultravioletinė spinduliuotė, kurią skleidžia sužadinti vandenilio atomai. Dažnai ji aptinkama būtent ten, kur yra jonizuotų dujų, nes vandenilio branduoliai rekombinuoja – pagauna elektronus ir tampa neutralūs – ne iškart į žemiausią energijos lygį, o į sužadintą būseną. Vėliau iš jos vyksta šuoliai į mažiau energingas konfigūracijas, o stipriausią spinduliuotę iš jų visų skleidžia šuolis iš antro žemiausio lygmens į žemiausiąjį – Laimano alfa linija. Deja, tokią pačią spinduliuotę skleidžia ir tarpplanetinės dujos, kurias sužadina Saulės spinduliai. Taigi iš Žemės ar planetos apylinkių stebint dangų ties šiuo bangos ilgiu, dominuoja būtent tarpplanetinis fonas, todėl pasakyti, kiek spinduliuotės yra už Saulės sistemos ribų, praktiškai neįmanoma. Reikia stebėjimų iš kuo didesnio atstumo nuo Saulės; New Horizons zondas tam puikiai tiko. Vienas iš jo instrumentų kaip tik jautrus Laimano alfa linijos bangos ilgiui, tad juo pasinaudoję mokslininkai išmatavo šios spinduliuotės intensyvumą maždaug 60 kartų didesniu atstumu nuo Saulės, nei Žemės orbita. Taip toli nuo Saulės tarpplanetinė spinduliuotė praktiškai pranyksta, o jos likučius galima sumodeliuoti ir atmesti. Tą padarius paaiškėjo, kad iš už Saulės sistemos ribų ateinanti Laimano alfa spinduliuotė yra beveik vienodai stipri visomis kryptimis, ir penkis kartus intensyvesnė, nei manyta anksčiau. Tyrėjų teigimu, labiausiai tikėtina, kad šią spinduliuotę skleidžia vadinamojo Vietinio burbulo kraštai. Vietinis burbulas – tai maždaug 300 parsekų skersmens regionas aplink Saulę, kuriame tarpžvaigždinės medžiagos tankis apie dešimt kartų mažesnis, nei vidutiniškai Paukščių Tako diske. Jį greičiausiai išpūtė masyvių žvaigždžių vėjai ir supernovų sprogimai, įvykę netolimuose žvaigždėdaros regionuose. Tų pačių ar kiek mažesnių žvaigždžių spinduliuotė greičiausiai jonizuoja visas burbulo dujas, o burbulo kraštuose dujos rekombinuoja ir skleidžia Laimano alfa bei kitas susijusias linijas. Dar vienas įdomus rezultatas – neaptikta jokių požymių, kad aplink Saulės sistemą būtų vandenilio dujų „siena“; ligšioliniai modeliai prognozavo, kad ta kryptimi, kuria juda Saulė aplinkinės medžiagos atžvilgiu, prieš jos išpūstą heliosferos burbulą turėtų susidaryti vandenilio sutankėjimas, kuris būtų matomas ir pagal stipresnę Laimano alfa spinduliuotę. Tačiau spinduliuotės intensyvumas tiek į priekį, tiek už Saulės sistemos yra praktiškai identiškas. Tyrėjai tikisi, kad New Horizons išlaikys galimybę pakartoti analogiškus stebėjimus kada nors ateityje, kai zondą nuo Saulės skirs reikšmingai didesnis atstumas. Apjungti du duomenų rinkiniai, gauti gerokai skirtingose vietose, leis ypatingai pagerinti erdvinę skyrą ir pasakyti daug daugiau apie vandenilio pasiskirstymą tiek heliosferoje, tiek aplink ją. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astronomical Journal.
***
Tamsus molekulinių dujų debesis. Didelė dalis tarpžvaigždinių dujų Paukščių Take yra šaltos. Jose vandenilis suformuoja molekules, o pačios dujos linkusios telktis į įvairaus dydžio sankaupas, vadinamas molekuliniais debesimis. Įprastai jie tyrinėjami stebint ne tiesiogiai vandenilio molekules, o kokias nors kitas, pavyzdžiui anglies monoksidą. To priežastis – paprasta: vandenilio molekulės, kurių temperatūra nesiekia bent kelių šimtų kelvinų, neskleidžia beveik jokių spektro linijų spinduliuotės, taigi jas aptikti labai sudėtinga. Tuo tarpu anglies monoksidas linijų turi apsčiai, o ir sąlygos jam formuotis ir nykti gana panašios į molekulinio vandenilio. Visgi „gana panašios“ nereiškia „tapačios“: manoma, kad 30-50% vandenilio molekulių egzistuoja telkiniuose ar jų dalyse, kur anglies monoksido ir kitų dažnai stebėjimams naudojamų molekulių nėra. Dabar astronomai vieną tokį debesį atrado palyginus netoli Saulės sistemos. Atradimas padarytas naudojantis nauju kosminiu teleskopu, kuris gali stebėti plačius dangaus plotus tolimojo ultravioleto ruože. Būtent šiame ruože spindi vandenilio molekulės, kai jas sužadina ultravioletiniai fotonai, pavyzdžiui išspinduliuoti jaunų žvaigždžių. Nagrinėdami viso dangaus atvaizdus, gautus šiuo teleskopu, Šiaurės vainiko žvaigždyno kryptimi tyrėjai pastebėjo molekulinio vandenilio spinduliuotę. Ji nesutapo su jokiu žinomu dujų debesiu, taigi čia yra tamsaus molekulinio debesies kraštas. Nuo mūsų šį debesį, pavadintą Eos – graikų aušros deivės vardu, – skiria beveik 100 parsekų. Jis yra pačiame Vietinio burbulo – retų jonizuotų dujų regiono – pakraštyje, taigi logiška, kad jo kraštą sužadina jaunų žvaigždžių spinduliuotė, kuri jonizavo ir dujas burbule. Apskaičiuota tikėtina debesies masė yra apie 3400 Saulės masių. Anglies monoksido spinduliuotės iš jo irgi atsklinda, bet labai nedaug – ji atitinka vos 20-40 Saulės masių molekulinio vandenilio. Debesis yra gana didelis – danguje užimtų 15-20 kartų daugiau vietos, nei Mėnulio pilnatis. Tai ji daro ganėtinai stabilų, todėl jame nesiformuoja tankūs gumulai ir negimsta žvaigždės. Aplinkinių žvaigždžių spinduliuotė debesį turėtų išgarinti per mažiau nei šešis milijonus metų. Šis atradimas padės daug geriau suprasti tiek dujų pasiskirstymą Paukščių Take, tiek molekulinių debesų raidą ir žvaigždžių formavimosi proceso ankstyvas stadijas. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Astronomy.
***
Pulsaro mirgesys atskleidžia dujų netolygumus. Tęsiant kalbą apie Vietinį burbulą (žr. ankstesnes dvi naujienas), astronomai aptiko įrodymų, kad karštose dujose yra pakankamai šaltų regionų, kuriuose formuojasi mažesni nei šimto milijonų kilometrų dydžio sutankėjimai. Įžiūrėti tokio dydžio darinius už Saulės sistemos ribų tiesiogiai yra visiškai neįmanoma, bent jau šiandieniniais teleskopais. Tačiau jie turi vieną labai naudingą savybę: sklaido radijo bangas. Taigi stebėdami radijo spinduliuotės šaltinius, tarp kurių ir mūsų praskrenda tokių darinių, matysime mirgesį, truputį panašų į žvaigždžių mirgesį dėl oro turbulencijos. Maža to, mirgesys pasižymi glaudžiu ryšiu tarp radijo bangų uždelsimo ir dažnio pokyčio, kurio grafikas atrodo kaip arka. Ryšys taip pat priklauso nuo atstumo iki sklaidančios struktūros, taigi stebint vieną šaltinį galima pamatyti keleto skirtingu atstumu esančių struktūrų pėdsakus. Būtent tokį rezultatą ir gavo mokslininkai, stebėdami pulsarą J0437-4715, kurį nuo mūsų skiria apie 160 parsekų. Jo spektre aptiko net 25 mirgėjimų arkas. Keturias iš jų nuo pulsaro skiria mažiau nei 5000 astronominių vienetų (1 AU yra atstumas nuo Saulės iki Žemės, apie 150 milijonų kilometrų). Jas sukuria paties pulsaro vėjas – dalelių srautas, kuris stumia aplinkinę medžiagą ir sukelia joje smūgines bangas. Žinodami jų padėtį pulsaro atžvilgiu, tyrėjai sukūrė trimatį pulsaro aplinkos ir jo smūginės bangos modelį. Jame aptikti keli dujų srautai, tolstantys nuo smūginės bangos, kurių ir buvo tikėtasi, bet taip pat ir vienas netikėtas jos link artėjantis srautas. Likusios 21 struktūra yra tarp pulsaro ir mūsų – Vietinio burbulo plazmoje. Tam, kad susidarytų tokios mažos – mažesnės nei 1 AU dydžio – struktūros, plazma turi atvėsti iki ne aukštesnės nei 10 tūkstančių laipsnių temperatūros. Be to, kažkas turi ją sujaukti; tą greičiausiai sukelia įvairūs procesai, tiek prasidėję su paties burbulo formavimusi, tiek naujesni, bei ateinantys iš didesnių tarpžvaigždinių mastelių. Šis tyrimas – pirmasis, kuriame pulsaro spinduliuotės mirgesys išnaudojamas tokiam detaliam tarpžvaigždinės medžiagos tyrimui. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Astronomy.
***
Staigiai byranti žvaigždžių grupė. Žvaigždės Visatoje formuojasi ne pavieniui, o įvairaus dydžio grupėmis. Mažos grupės, kurias sudaro iki kelių šimtų žvaigždžių, paprastai ilgai neišsilaiko kartu, o išsibarsto, mat pačių žvaigždžių tarpusavio gravitacija negali jų išlaikyti. Didesnės grupės išsilaiko ilgiau ir yra vadinamos spiečiais. Bet ir spiečiai dažniausiai nėra amžini, o subyra per dešimtis ar šimtus milijonų, o kartais – milijardus metų. Tiksli žvaigždžių telkinio raida priklauso nuo daugybės parametrų – tiek paties telkinio, tiek jo aplinkos. Neretai naujai atrasti telkiniai sujaukia visą, atrodytų, jau aiškėjantį paveikslą. Dabar kaip tik apie tokį atradimą ir paskelbta: atrasta mažiau nei 20 milijonų metų amžiaus žvaigždžių grupė, kuri sklaidosi taip sparčiai, kaip gerokai senesnės. Atradimas padarytas nagrinėjant naujausią ir gausiausią Gaia teleskopo duomenų paketą. Gaia teleskopas daugiau nei dešimtmetį – nuo 2013 gruodžio iki šių metų kovo – stebėjo gausybės žvaigždžių ir galaktikų padėtis bei judėjimą dangaus skliaute ir daugybę kartų praplėtė mūsų supratimą apie Paukščių Tako struktūrą. Dalies žvaigždžių stebėjimai papildyti ir spektro matavimais, o naujojo tyrimo autoriai sukūrė naują algoritmą, kuriuo įmanoma nagrinėti labai mažų ir labai jaunų žvaigždžių spektrus. Atlikę visų 220 milijonų žvaigždžių spektrų analizę, jie atsirinko 20 milijonų metų ir jaunesnes žvaigždes iki 250 parsekų atstumu nuo Saulės. Tarp jų identifikavo kelias žinomas žvaigždžių grupes, bet rado ir vieną naują. Pavadino ją Ofionu, nes ji matoma Gyvatnešio (lot. Ophiucus) žvaigždyno kryptimi. Grupę sudaro daugiau nei tūkstantis žvaigždžių – tai būtų visai nemenkas spiečius. Bet jų greičiai – visiškai skirtingi, tipiniai greičiai viena kitos atžvilgiu viršija 20 km/s. Palyginimui, molekuliniuose debesyse, iš kurių ir formuojasi žvaigždžių grupės ir spiečiai, greičių sklaida siekia vos kelis km/s, o susiformavusios žvaigždės juda panašiais greičiais. Vadinasi, Ofiono žvaigždes kažkas labai įgreitino. Gali būti, kad telkinys formavosi iš didesnio dujų debesies, nei būtų įprasta tokiam spiečiui, tačiau dujas išsklaidė supernovų sprogimai ne tik pačiame Ofione, bet ir palyginus netoli esančioje Skorpiono-Kentauro žvaigždžių asociacijoje. Be to, šios asociacijos gravitacija galėjo sudraskyti debesį ir taip dar labiau įgreitinti žvaigždes. Tokių žvaigždžių grupių, kaip Ofionas, Galaktikoje greičiausiai yra daug daugiau, bet iki šiol jos buvo nepastebėtos, nes paprastai žvaigždžių grupių ieškoma pagal panašius greičius, o ne (tik) pagal aukštesnę koncentraciją erdvėje. Tiek šiame, tiek ateityje išleisiamuose Gaia duomenų paketuose gali pavykti jų atrasti. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal.
***
Pulsaras kirto magnetinį kaulą. Paukščių Tako centre matoma kelios dešimtys beveik vertikalių radijo spinduliuotės linijų. Jas sukuria Galaktikos magnetinis laukas, kuris ten išsidėstęs praktiškai statmenai Galaktikos plokštumai, ir aplink jį sparčiai besisukančios elektringos dalelės. Prieš keletą metų pastebėta, kad viena iš šių linijų, praminta Kaulu arba Gyvate, atrodo lūžusi – maždaug ties viduriu gana staigiai pasikeičia jos kryptis. Dabar astronomai nustatė, kodėl taip yra – pasirodo, Kaulą neseniai kirto pulsaras. Tą išsiaiškinti leido nauji stebėjimų duomenys, surinkti ne tik dviem moderniais radijo teleskopais, bet ir kosmine rentgeno observatorija Chandra. Kaip tik ties lūžiu pastebėtas taškinis rentgeno ir radijo spinduliuotės šaltinis – pulsaras. Į Kaulą jis įsirėžė greičiausiai 500-1000 km/s greičiu. Taip pat pastebėta, kad Kaulo spektras kinta tolstant nuo lūžio vietos; pokyčius gerai paaiškina modelis, pagal kurį pulsaras į Kaulą švirkščia gausybę energingų dalelių. Gali būti, kad pulsaro dalelių injekcija sukuria ir kitą Kaulo sulinkimą, matomą šiek tiek į apačią nuo pagrindinio. Gali pasirodyti keista, kad pulsaras pataikė į tokį siaurą pailgą darinį; iš kitos pusės, būtent pulsaro sąveika su magnetiniu lauku galėjo visą objektą ir sukurti. Tyrimo rezultatai publikuojami MNRAS.
***
Auksas magnetarų žybsniuose. Kaip atsirado sunkieji cheminiai elementai? Geležis ir lengvesni formuojasi giliai žvaigždėse, vykstant termobranduolinėms reakcijoms. Jų metu išskiriama energija, kuri palaiko žvaigždžių formą ir šviesį. Tačiau pasiekus geležį, tolesnės reakcijos energiją pradeda sugerti, tad žvaigždė tampa nestabili ir sprogsta supernova. Sprogimo metu susidaro daugybė neutronų, kurie gali bombarduoti įvairių elementų branduolius ir prie jų prisijungti, tada skilti į protonus ir taip paversti elementus sunkesniais. Šios neutronų pagavimo reakcijos, manoma, atsakingos už beveik visų sunkesnių už geležį elementų atsiradimą. Bet jos vyksta ne tik supernovų sprogimuose. Tikrai žinoma, kad susidūrus neutroninėms žvaigždėms ir vykstant gama spindulių žybsniui, taip pat formuojasi įvairūs nauji elementai. O dabar mokslininkai pateikė įrodymų apie dar vieną neutronų pagavimo reakcijų vietą – magnetarų žybsnius. Magnetarais vadinamos neutroninės žvaigždės, turinčios išskirtinai stiprų magnetinį lauką, šimtus kartų didesnį už tipinį šiems kompaktiškiems kūnams. Kartais jų magnetinis laukas sukelia žybsnius, kurių metu neutroninės žvaigždės medžiaga milžinišku greičiu išmetama į aplinką, tačiau visa žvaigždė nesunaikinama. Pastaraisiais metais kelios tyrėjų grupės apskaičiavo, jog žybsnio metu išmetamoje medžiagoje susidaro sąlygos, tinkamos neutronų pagavimo procesui, o naujai susidarę radioaktyvūs elementai turėtų skleisti daug gama spindulių. Dabar mokslininkai parodė, kad 2004 metų gruodį magnetare SGR 1806–20 įvykusio žybsnio šviesio kitimas laikui bėgant puikiai atitinka šių teorinių modelių prognozes. Po pradinio žybsnio piko praėjus maždaug dešimčiai minučių, įvyko antrasis pikas, kurį greičiausiai ir sukėlė naujai susiformavusių elementų radioaktyvaus skilimo energija. Šis komponentas sumažėjo ir išnyko per kelias valandas. Bendra jo išspinduliuota energija rodo, kad žybsnio metu buvo pagaminta maždaug viena milijonoji Saulės masės dalis, arba trečdalis Žemės masės, sunkių cheminių elementų. Jei panašiai vyksta visuose magnetarų žybsniuose – o priežasčių galvoti, kad taip nėra, neturime – jie gali pagaminti nuo 1 iki 10% visų Paukščių Tako sunkiųjų cheminių elementų. Dar svarbesni magnetarai galėjo būti Visatos jaunystėje. Ateityje pradėsiantys veikti instrumentai turėtų daug geriau išskirti šių ir panašių žybsnių spektrą, o tai leis tiksliai nustatyti, kiek ir kokių elementų yra sukuriama. Tokios žinios labai pagerins bendrą supratimą apie Galaktikos cheminės sudėties raidą per milijardus metų. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal Letters.
***
Štai tokios naujienos iš praėjusios savaitės. Kaip įprastai, laukiu jūsų klausimų ir komentarų.
Laiqualasse