Žemės drebėjimai atrodo visiškai su kosmosu nesusijęs reiškinys, o kaip tik – labai įprastas pavojus, bent jau kai kuriose Žemės vietose. Bet drebėjimų būna ir kitur kosmose, o jei praplėsime seismologijos apibrėžimą iki bendro mokslo apie planetų plutas ir jose vykstančius reiškinius, rasime visai nemažai kosminių pritaikymų. Štai praeitą savaitę paskelbti skaičiavimai, rodantys, kad Veneros pluta netikėtai plona, o Marse bent jau tolimoje praeityje vyko anglies apykaita tarp atmosferos ir paviršinių uolienų. Kalbant apie drebėjimus, išmatuoti kol kas mažiausios žvaigždės virpesiai bei apskaičiuota, kad po susidūrimo su keliolikos Žemės masių planeta, jauna dujinė milžinė gali virpėti milijonus metų. Kitose naujienose – palaidų dvinarių planetų išgyvenimas, tolimiausių kvazarų gyvavimo trukmė ir pirmųjų galaktikų mikrobangė šviesa. Gero skaitymo!
***
Netikėtai plona Veneros pluta. Žemės pluta po žemynais yra apie 40 kilometrų storio, o kartais siekia net ir 70; vandenynų pluta plonesnė, 7-10 km. Tektoninės plokštės, judėdamos ir grūsdamosi vienos po kitomis, nuolat trinasi ir plonina plutą. Tad galima būtų pagalvoti, kad planetose, kur tektoninių plokščių nėra, pluta turėtų būti daug storesnė. Tačiau įvairūs Veneros plutos storio vertinimai davė skirtingus rezultatus – nuo šiek tiek storesnės už Žemės iki gerokai plonesnės. Dabar grupė mokslininkų, pasitelkę skaitmeninius modelius, parodė, kad Veneros pluta nėra storesnė už Žemės žemynų plutą. Jie apskaičiavo, kokį storį gali pasiekti pluta, kol apatinė jos dalis patiria pokyčius, vedančius prie sutankėjimo, atsiskyrimo nuo aukštesnių sluoksnių ir paskendimo mantijoje. Paaiškėjo, kad vidutiniškai Veneros sąlygomis pluta gali būti tik 40 kilometrų storio, o net ir pačiomis palankiausiomis negali viršyti 65 kilometrų. Kartu šie skaičiavimai parodo, kad Veneros plutoje vyksta įvairūs virsmai – ypač apatinėje jos dalyje kinta mineralinė uolienų struktūra, o kartu gali keistis ir cheminė sudėtis. Šiuo metu planuojamos net trys misijos į Venerą; šie zondai surinks daug naujos informacijos apie planetos paviršių bei ieškos aktyvių ugnikalnių. Naujasis modelis padės interpretuoti jų gaunamus duomenis ir susidaryti pilnesnį vaizdą apie medžiagos apykaitą tarp Veneros gelmių, paviršiaus ir atmosferos. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Communications.
***
Marso raibuliai primena žemiškus. Žemėje, šaltuose kalnuotuose regionuose, kur amžinasis įšalas tik dalinai ištirpsta, galima pastebėti įdomius banguotus darinius. Jie atrodo, tarsi dirva lėtai varvėtų šlaitais žemyn, panašiai kaip dažai varva siena ar tiršta tešla – dubens kraštu. Dabar mokslininkai nustatė, kad Marse matomi banguoti dariniai atrodo praktiškai taip pat, tad juos greičiausiai ir sukūrė panašūs procesai. Naudodami HiRISE instrumento, esančio Marso apžvalgos zonde (MRO), darytas nuotraukas, tyrimo autoriai išnagrinėjo devynių kraterių šlaitus ir ten matomas gruoblėtas banguotas struktūras. Jų forma, įskaitant bangų aukštį, plotį, atstumą tarp keterų ir kitas savybes, pasirodė labai panaši į žemiškųjų. Pagrindinis skirtumas – Marse bangos 2,6 karto didesnės. Tokį skirtumą puikiai paaiškina mažesnė Marso gravitacija ir tvirtesnis gruntas. Žemėje bangos formuojasi dėl to, kad ledas, esantis dirvoje, kartais dalinai ištirpsta ir dirva tampa pakankamai minkšta, kad galėtų slinktis žemyn. Galima teigti, jog Marse turbūt buvo panašiai, o gal tokie procesai vyksta ir šiomis dienomis. Gilesnės žinios apie įvairiai kintantį Marso paviršių padės suprasti ir planetos raidą per milijardus metų, parinkti geresnes vietas ateities misijų nusileidimui ir ypač žmonių bazėms bei kolonijoms. Tyrimo rezultatai publikuojami Icarus.
***
Anglies ciklas senovės Marse. Žemės atmosferoje esantis anglies dvideginis tirpsta vandenyje ir formuoja įvairius karbonatinius mineralus, taip pat patenka į gyvus organizmus. Vėliau organizmai miršta ir sutrūnija, uolienos susitrina, ir anglies dvideginis vėl patenka į atmosferą. Šie virsmai sudaro vadinamąjį anglies apykaitos ratą. Dabar mokslininkai pateikė įrodymų, jog panašus ciklas vyko ir Marse. Tokią išvadą jie padarė nagrinėdami daugiau nei dešimtmečio Curiosity marsaeigio stebėjimų duomenis. Per šį laikotarpį jis aplankė Gale kraterio ir Sharp kalno regionus, kurių aukštis aprėpia 89 metrus. Šiuose sluoksniuose tyrejai aptiko daug mineralo siderito, kurio sudėtyje gausu geležies bei anglies dvideginio. Didžiausi jo telkiniai aptikti ten pat, kur ir įvairios vandenyje tirpios druskos. Taigi tikėtina, kad sideritas formavosi ten, kur garavo anglies dvideginio prisisotinęs vanduo. Taip pat kai kur aptikta geležies oksihidroksido – šis junginys formuojasi, kai vandens skalaujamas sideritas ima tirpti ir išskiria anglies dvideginį į atmosferą. Taigi bent jau praeityje Marse vyko reguliari anglies apykaita tarp atmosferos, vandens ir paviršiaus. Remdamiesi nuotraukomis, darytomis iš orbitos, tyrėjai įvertino, kad iš viso siderito klodai visame Marse galėjo sukaupti tiek anglies dvideginio, kad atmosferos slėgį sumažino nuo 2,6 iki 36 milibarų. Šiandieninis Marso atmosferos slėgis yra apie šešis milibarus, ją sudaro daugiausiai anglies dvideginis. Taigi siderito kloduose galimai užrakinta gerokai daugiau anglies dvideginio, nei jo dabar yra atmosferoje. Tai – dar vienas įrodymas, kad praeityje Marso atmosfera buvo daug tankesnė, nei dabar. Ji galėjo sukelti stiprų šiltnamio efektą – tai paaiškina ir skysto vandens egzistavimą Marse, ir padaro praeities Marso paviršių daug palankesnį gyvybei. Tyrimo rezultatai publikuojami Science.
***
Titanas visą laiką į Saturną atsukęs vieną pusę, panašiai kaip Mėnulis į Žemę. Čia, 2012 metų gegužę darytų nuotraukų montaže, matome priešingą, antisaturninę, Titano pusę, su tamsiu Šangri-La regionu per vidurį. Titanas garsus tuo, kad vienintelis Saulės sistemoje, neskaitant Žemės, turi upių, ežerų ir jūrų, jame lyja lietūs. Tiesa, ne vandens, kuris Titano sąlygomis sustingęs į akmens kietumo ledą, o metano ir etano.
***
Dvinarėms planetoms išgyventi sunku. Vienas iš netikėtų James Webb teleskopo atradimų – laisvai skrajojančios dvinarės planetos. Net 42 tokios poros, kurių narių masės neviršija 13 Jupiterio masių, atrastos Oriono ūko komplekse (ONC), viename artimiausių Žemei žvaigždėdaros regionų. Narių tarpusavio atstumai siekia nuo 28 iki 384 astronominių vienetų (AU); palyginimui Neptūno orbitos spindulys tėra tik 30 AU. Tuo tarpu daugumos didesnių dvinarių tarpusavio atstumai neviršija 10 AU. Tokias tolimas dvinares, ir dar susidedančias iš mažos masės objektų, turėtų lengvai suardyti aplinkinių žvaigždžių gravitacija, ypač žvaigždėdaros regione, kur žvaigždžių koncentracija aukšta. Dabar mokslininkai sumodeliavo tokių dvinarių planetų likimą ir nustatė, kad tos poros, kurias matome dabar, tėra tik menka dalis visų, kurios susiformavo. Tyrėjai suskaičiavo 1500 sistemų – žvaigždžių ir dvinarių planetų evoliuciją keliais skirtingais atvejais. Vienas iš sistemos parametrų, kuris skyrėsi tarp modelio realizacijų – koncentracija. Vienuose ji buvo 100 Saulės masių į kubinį parseką, panaši į dabartinę ONC koncentraciją, kituose – šimtą kartų aukštesnė, kokia galėjo būti regione žvaigždžių formavimosi metu, prieš kelis milijonus metų. Visuose modeliuose per milijoną metų suiro bent pusė dvinarių planetų, o tankesniuose – net 90%. Taigi tam, kad dabar matytume tokią dvinarių laisvų planetų populiaciją, kokią rado James Webb, jų susiformuoti turėjo bent 2-10 kartų daugiau. Nuo šių objektų atradimo prieš porą metų pasiūlyti keli modeliai, aiškinantys jų kilmę, tačiau nei vienas neprognozuoja daug didesnio porų skaičiaus, nei dabar stebimas. Taigi laisvų dvinarių planetų kilmės paaiškinimo dar teks ieškoti. Tyrimo rezultatai arXiv.
***
Sutrenktos planetos virpa ilgai. Saulės sistemos jaunystėje susidūrimų buvo apstu: vienas toks sukūrė Mėnulį, kitas Mėnulyje išmušė milžinišką Pietų poliaus-Aitkeno baseiną, susidūrimai galėjo sulėtinti Veneros sukimąsi, pasukti Uraną ant šono ir dar visaip kitaip paveikti planetų ir palydovų raidą. Skaitmeniniai modeliai rodo, kad masyvios planetos formuodamosi susiduria su ne vienu maždaug dešimties Žemės masių fragmentu, juos praryja ir taip išauga iki milžiniškų masių. Dabar mokslininkai apskaičiavo, kad kiekvieno tokio susidūrimo pasekmės gali būti užfiksuotos praėjus net keliems milijonams metų. Susidūrimas ir mažesnės planetos nuskendimas didžiojoje turėtų sukelti seismines bangas. Tyrimo autoriai apskaičiavo, kad bangos turėtų nurimti per laiko tarpą, panašų į vadinamąją Kelvino-Helmholtzo laiko skalę. Tai yra laiko tarpas, per kurį planeta, šviesdama taip ryškiai, kaip šviečia dabar, netektų visos dabartinės kinetinės energijos. Dujinėms planetoms ji siekia apie kelis milijonus metų. Bangų svyravimo periodai siekia nuo keliasdešimties minučių iki valandos. Pagrindinis jų poveikis planetos išvaizdai – šviesio svyravimai, kurių amplitudė gali viršyti vieną procentą. James Webb teleskopas turėtų pajėgti užfiksuoti tokius svyravimus egzoplanetose, kurias įmanoma pamatyti tiesiogiai, o ne tik per poveikį savo žvaigždėms. Viena tokia planeta yra Tapytojo Betos b – 13 kartų už Jupiterį masyvesnė 12-20 milijonų metų amžiaus planeta. Labai tikėtina, kad ji praeityje susidūrė bent su keliomis mažesnėmis planetomis, iš kurių susirinko gausų – beveik Jupiterio masę siekiantį – sunkiųjų cheminių elementų kiekį. Jei bent vienas susidūrimas su keliolikos Žemės masių (mažiau nei dešimtadalio Jupiterio masės) planeta įvyko prieš 9-18 milijonų metų, jos šviesis turėtų pastebimai svyruoti dėl seisminių bangų keliamų vibracijų. Tyrimo rezultatai arXiv.
***
Prieš porą savaičių per žiniasklaidą nuvilnijo pranešimai apie aptiktą biopėdsaką – dimetilo sulfido molekules – egzoplanetoje K2-18b. Iš tiesų šis atradimas padarytas dar prieš porą metų, dabar tik sustiprintas jo statistinis reikšmingumas. Bet priimamas jis vis tiek nevienareikšmiškai. Cool Words kanalas kviečia susipažinti su įvairiais požiūriais – tiek pačių atradėjų, tiek jiems oponuojančių mokslininkų – ir išsiaiškinti, kas gi ten atrasta bei ką tai reiškia:
***
Besiformuojančios žvaigždės karščio banga. Žvaigždės formuojasi iš milžiniškų dujų debesų, kurie traukiasi ir fragmentuoja. Galiausiai fragmentacija sustoja, bet traukimasis – ne. Žvaigždės atsiranda, kai fragmentų centrai pasiekia tankį, reikalingą termobranduolinėms reakcijoms. Dar iki to momento centrinė fragmento dalis atsiskiria nuo išorinių ir susiformuoja prožvaigždė, arba jaunas žvaigždinis objektas (YSO). Jis irgi švyti, tačiau daugiausiai dėl to, kad į jį krenta medžiaga iš apvalkalo, o nukritusi labai įkaista ir ima spinduliuoti. Medžiaga krenta netolygiai, o pliūpsniais, kurie sukelia žybsnius. Skirtingi žybsniai gali trukti nuo keleto mėnesių iki šimtmečių. Dabar astronomai atliko detaliausius vieno tokio žybsnio stebėjimus ir nustatė, kad jis sukėlė karščio bangą, sklindančią per visą debesies fragmentą. YSO, įvardijamas tik pagal koordinates danguje kaip G24.33+0.14 (arba trumpiau tiesiog G24), nuo 2019 rugsėjo maždaug dvejus metus buvo paryškėjęs. Naudodami milimetrų ilgio bangų teleskopus NOEMA ir ALMA, tyrėjai atliko interferometrinius stebėjimus, kurie leido erdviškai išskirti G24 centrinę dalį ir pakraščius. Taip jie pastebėjo, kad žybsnio pradžioje ryškesnis buvo centras, o po pusmečio paryškėjo pakraščiai. O štai centras tuo metu jau buvo priblėsęs. Tokį šviesio kitimą geriausia interpretuoti kaip karščio bangą, kuri nuo centro sklinda į išorę maždaug 24-114 tūkstančių km/s greičiu, arba 8-38% šviesos greičio. Tokią interpretaciją patvirtina ir metanolio spektro linijų stiprumo pokyčiai: ten, kur šviesis išauga, linijų spinduliuotė susilpnėja. Būtent to ir tikimės, jei temperatūra išauga, nes šiltesnėse dujose metanolio molekulės lengvai suyra. Šis atradimas padės geriau suprasti YSO žybsnių prigimtį ir paaiškinti, kodėl kai kurie iš jų trunka taip ilgai. Aišku, tam reikės panašaus detalumo stebėjimus atlikti bent keletui kitų, kitokios trukmės, žybsnių. Laimei, YSO žinoma daug, tad ir potencialių taikinių netrūksta. Tyrimo rezultatai arXiv.
***
Masyvios žvaigždės akrecinis diskas. Mažiausios žvaigždės būna apie 12 kartų mažesnės masės už Saulę, masyviausios – apie 150 kartų masyvesnės. Kuo žvaigždė masyvesnė, tuo rečiau tokių pasitaiko, tad net ir dešimties Saulės masių žvaigždes tyrinėti sudėtinga tiesiog dėl jų retumo. Taigi ir klausimų apie jų gyvenimą, o ypač – formavimąsi – turime daugiau, nei apie mažesnes. Vienas iš tokių klausimų – kaip jos visgi išauga tokios masyvios? Molekulinio debesies fragmentai, nuo kurių pradeda formuotis žvaigždės, turėtų būti gerokai mažesni, taigi jos kažkaip turi prisiryti daug dujų. Ar krentančios dujos suformuoja diską aplink augančią žvaigždę, kaip aplink mažesnes? Nauji rezultatai rodo, kad taip. Apie 650 parsekų nutolusi žvaigždė HW2 atrasta prieš keturis dešimtmečius, bet mįslių apie ją išlieka iki šių dienų. Viena jų – kaip ši 16 kartų už Saulę masyvesnė žvaigždė auga. Naujojo tyrimo autoriai atliko stebėjimus centimetrinio ilgio bangų ruože ir aptiko žvaigždę supantį amoniako dujų diską. Žinoma, diske yra daug ir kitų dujų, ypač vandenilio, tačiau stebėjimai buvo jautrūs būtent amoniako skleidžiamai spinduliuotei. Disko vidinis spindulys siekia apie 200 astronominių vienetų, išorinis – apie 700. Astronominis vienetas (AU) yra vidutinis atstumas nuo Saulės iki Žemės, o Saulės sistemos spindulys dažnai įvardijamas kaip 90 AU – tokio dydžio burbulą išpučia Saulės vėjas. Protoplanetiniai diskai kartais būna ir gerokai didesni, bet šis – išskirtinis savo dydžiu. Tai ir neturėtų stebinti, nes aplink didelę žvaigždę tikėtina rasti didelį diską. Taip pat stebėjimai parodė, jog dujos jame sukasi lėčiau, nei turėtų, kad galėtų judėti apskritimu. Taigi jos kartu ir krenta į žvaigždę, o apskaičiuota kritimo sparta yra dvi tūkstantosios Saulės masės dalys per metus. Tai – bene didžiausia sparta tarp visų žinomų protoplanetinių diskų. Jos pakanka, kad HW2 galėtų dar priaugti ne vieną Saulės masę iki diskui suyrant. Šie rezultatai įrodo, kad akreciniai diskai aplink masyvias jaunas žvaigždes egzistuoja nepaisant didelio spinduliuotės slėgio ir galimo žvaigždės magnetinio lauko poveikio. Aptiktas diskas yra šiek tiek nesimetriškas, kas greičiausiai reiškia, jog į jį krenta medžiagos srautai iš didesnių atstumų. Taigi diskas, net ir maitindamas žvaigždę, gali išlikti masyvus pakankamai ilgai, kad žvaigždė išaugtų labai masyvi. Tyrimo rezultatai arXiv.
***
Mažos žvaigždės virpesiai. Visos žvaigždės virpa ir daro tą skirtingais dažniais. Virpesių tyrimas, vadinamas astroseismologija, gali suteikti daug informacijos apie žvaigždžių struktūrą ir dydį, o tai, savo ruožtu, atskleidžia jų masę, amžių ir kitas savybes. Seniau šis metodas buvo taikomas praktiškai vien tik masyvesnėms už Saulę žvaigždėms, mat jos daug šviesesnės, tad ir virpesius matuoti lengviau. Bet turint pakankamai jautrius prietaisus, galima išmatuoti ir mažesnių žvaigždžių drebėjimą. Dabar tai padaryta kol kas mažiausiai žvaigždei, kurios masė net ketvirtadaliu mažesnė, nei Saulės. HD 219134, nutolusi šešis parsekus, yra gana oranžinė, o jos šviesis siekia tik ketvirtį Saulės. Matuoti jos šviesio pokyčius, kylančius dėl virpesių, labai sudėtinga, tad tyrėjai pasirinko kitokį metodą: išmatavo žvaigždės paviršiaus judėjimo greičio pokyčius. Keturias naktis iš eilės stebėjo ją Havajuose stovinčiu Keck teleskopu, kuris turi išskirtinai jautrų spektroskopą, ir net 2000 kartų išmatavo paviršiaus judėjimo greitį. Šiuose duomenyse rado 25 skirtingo dažnio virpesius. Lygindami juos su žvaigždžių struktūros ir raidos modeliais tyrėjai nustatė, kad žvaigždės masė yra 0,76 Saulės masės, spindulys – 0,75 Saulės spindulio, o amžius – 10,15 milijardo metų. Tai yra didžiausias žvaigždės amžius, išmatuotas astroseismologiniu metodu. Kitas būdas įvertinti žvaigždės amžių yra girochronologija; jis remiasi žvaigždės sukimosi greičiu, kuris mažėja jai senstant. Žvaigždės lėtėja netolygiai, taigi nežinia, ar gerokai sulėtėjusių žvaigždžių amžių nustatome teisingai. HD 219134 amžius, nustatytas girochronologiškai, puikiai atitinka astroseismologinį vertinimą, taigi panašu, kad dabartiniai modeliai yra teisingi. Iš kitos pusės, naujieji rezultatai pažėrė ir netikėtumų. Pavyzdžiui, gautasis žvaigždės spindulys yra maždaug 4% mažesnis, nei išmatuotas kitais būdais, nors visi metodai formaliai yra labai patikimi. Paaiškinimo šiam neatitikimui kol kas nėra, bet tyrimo autoriai išnagrinėjo ir atmetė įvairias galimybes, susijusias su žvaigždės atmosferos detalėmis, magnetiniu lauku ar potvyniniais efektais dėl sąveikos su planetomis. Taigi, pasirodo, apie mažas žvaigždes dar daug ko svarbaus nežinome, bet tokie tyrimai, kaip šis, padės jas pažinti daug nuodugniau. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal.
***
Tolimi kvazarai – trumpaamžiai. Kvazarais vadinami ypatingai ryškūs aktyvūs galaktikų branduoliai – supermasyvios juodosios skylės ir į jas sparčiai krentančios dujos. Jų spinduliuotė daugybę kartų ryškesnė už visų galaktikos žvaigždžių, tad ir matome juos milžiniškais atstumais, iš pat Visatos jaunystės. Taip pat kvazarų spinduliuotė reikšmingai paveikia visą galaktiką ir net tarpgalaktinę erdvę. Jaunoje Visatoje, maždaug pirmą milijardą metų, tarpgalaktinės dujos susidėjo daugiausiai iš neutralių vandenilio ir helio atomų, o vėliau tapo jonizuotos. Kvazarai greičiausiai reikšmingai prisidėjo prie šio proceso; tą įrodo ir aplink tolimus kvazarus matomos „artumo zonos“ – didžiuliai burbulai, kuriuose dujos yra jonizuotos, net jei toliau jos dar vis neutralios. Artumo zona turėtų būti tuo didesnė, kuo ilgiau kvazaras švietė, nes kvazaro fotonams užtrunka nukeliauti didelius tarpgalaktinius atstumus. Taigi žinodami artumo zonls dydį, galime apskaičiuoti, kiek laiko kvazaras švietė. Tokių skaičiavimų rezultatai gana netikėti – atrodo, kad dauguma kvazarų švietė vos kelis šimtus tūkstančių metų ar trumpiau. Bet gali būti, kad artumo zona yra mažesnė, nei tiesiog kvazaro fotonų nueitas atstumas. Taip gali nutikti dėl sparčios rekombinacijos – elektronų ir protonų susijungimo, atkuriant neutralius atomus – arba dėl tarp kvazaro ir mūsų esančių tankesnių neutralios medžiagos telkinių, kurie trukdo pamatyti tikrąjį zonos dydį. Tad siekdami patikrinti artumo zonų matavimais gautus rezultatus, dabar astronomai išmatavo kvazarų gyvavimo trukmę kitu metodu. Užuot ieškoję jonizuotos medžiagos burbulų pagal tai, kaip pro juos sklinda dar tolimesnių šaltinių šviesa, jie susitelkė į Laimano alfa spinduliuotės zonų aptikimą. Laimano alfa spinduliuotė yra spektro linija, kurią skleidžia sužadinti neutralaus vandenilio atomai. Ją dažniausiai matome ten, kur vyksta rekombinacija, nes elektronai su protonais dažniausiai susijungia į sužadintas vandenilio būsenas. Paslėpti Laimano alfa spinduliuotę sunkiau, nei artumo zonas, tad tokie matavimai turėtų būti patikimesni. Iš kitos pusės, juos atlikti sunkiau, todėl iki šiol metodas nebuvo naudojamas. Pritaikę jį šešiems tolimiems kvazarams, tyrėjai nustatė, kad dviejų iš jų gyvavimo trukmė praktiškai tokia pati, kokia buvo gauta ir artumo zonos matavimais. Dar trys šviečia taip neilgai – mažiau nei 7000 metų – kad Laimano alfa spinduliuotės regionų dydžio išmatuoti nepavyko, bet pagal artumo zonas gaunamos gyvavimo trukmės yra analogiškai trumpos. Vos vieno kvazaro gyvavimo trukmė, sprendžiant pagal Laimano alfa spinduliuotę, yra apie 10 kartų ilgesnė, nei pagal artumo zoną, bet ir tai nesiekia 100 tūkstančių metų. Dviem metodais gaunami analogiški rezultatai leidžia tvirtai teigti, kad jaunoje Visatoje dauguma kvazarų gyvuodavo trumpais epizodais. Tarp jų turėjo būti nemenki tarpai, kurių metu jonizuotos medžiagos burbulai spėdavo išnykti. 100 tūkstančių metų yra gana tipinis aktyvių galaktikų branduolių gyvavimo laikas aplinkinėje Visatoje, taigi atrodytų, kad šis rezultatas yra visai logiškas. Iš kitos pusės, ankstyvųjų kvazarų centre esančios supermasyvios juodosios skylės kartais būna net milijardą kartų masyvesnės už Saulę; joms užaugti iki tokių masių reikėjo nemažai laiko – maždaug tiek, koks yra Visatos amžius stebimu laiku. Augti jos turėtų būtent aktyvumo epizodų metu, tad jei šie trunka tik nedidelę dalį viso laiko, užauginti tokias juodąsias skyles tampa labai sudėtinga. Tyrimo rezultatai arXiv.
***
Ankstyvų galaktikų foninė šviesa. James Webb teleskopu aptikta galaktikų, kurios formavosi ypatingai anksti. Praėjus vos 300 milijonų metų po Didžiojo sprogimo jos jau turėjo suformavusios milijardus žvaigždžių, kurių dalis spėjo mirti ir praturtinti galaktikų dujas, ir netgi vėlesnės kartos žvaigždes, sunkesniais už helį cheminiais elementais. Dabar mokslininkai apskaičiavo, kad šių galaktikų formavimosi metu išspinduliuoti fotonai gali reikšmingai prisidėti prie kosminės foninės mikrobangės spinduliuotės. Kosminė foninė mikrobangė spinduliuotė dar kartais vadinama „Didžiojo sprogimo aidu“. Tai yra spinduliuotė, atsiradusi 380 tūkstančių metų po Didžiojo sprogimo, kai elektronai ir protonai pirmą kartą sukibo į neutralius vandenilio atomus, o fotonai staiga galėjo sklisti laisvai. Per milijardus metų fotonų energija sumažėjo iki atitinkančios 2,725 kelvinų temperatūrą, o bangos ilgis išsitempė iš infraraudonųjų į mikrobangas. Praėjus keliems šimtams milijonų metų po Didžiojo sprogimo, foninės spinduliuotės temperatūra turėjo siekti apie 40-50 kelvinų. Labai panašią temperatūrą galėjo pasiekti ir dulkės pirmosiose galaktikose, kur žvaigždės formavosi labai sparčiai. Būtent šiuos parametrus ir įvertino naujojo tyrimo autoriai. Jų teigimu, pirmosios didelės galaktikos turėjo formuotis tipiniais 800 kiloparsekų atstumais viena nuo kitos; per visą tuometinę regimąją Visatą jų galėjo būti keliasdešimt milijonų. Bendra jų įkaitintų dulkių spinduliuotės energija galėjo sudaryti nuo 1,4% iki visos kosminės foninės spinduliuotės energijos. Taigi gali būti, kad tai, ką laikome kosmine fonine spinduliuote, iš tiesų yra būtent pirmųjų masyvių galaktikų dulkių spinduliuotė. Bet net jei šių galaktikų spinduliuotė sudaro tik 1,4% foninės spinduliuotės intensyvumo, tai irgi reikšmingai paveiktų kosminės foninės spinduliuotės analizę. Jos netolygumai – šiltesnės ir šaltesnės zonos – interpretuojami kaip pirmykščiai medžiagos sutankėjimai ir praretėjimai, kurie davė pradžią visai šiandieninei kosmoso struktūrai. Tačiau netolygumai nuo vidurkio skiriasi vos tūkstantosiomis procento dalimis, tad jei anksčiau neįvertinta galaktikų spinduliuotė sudaro 1,4 procento, t.y. tūkstantį kartų daugiau, nei šie netolygumai, tampa neaišku, ar išvis galima pasitikėti tų netolygumų matavimais ir jų duodama informacija. Tyrimo rezultatai publikuojami Nuclear Physics B.
***
Štai tokios naujienos iš praėjusios savaitės. Kaip įprastai, laukiu jūsų klausimų ir komentarų.
Laiqualasse