Nors kosminiai kūnai ir sistemos dažniausiai yra neįsivaizduojamai dideli, tarpusavyje jų dydžiai labai skiriasi. Net ir vienodo pobūdžio sistemos gali būti ir pasklidusios, ir kompaktiškos. Kompaktiškumas kartais turi reikšmingos įtakos ir sistemos savybėms. Pavyzdžiui, glaudesnės dvinarės sistemos būna magnetiškai aktyvesnės – netgi labiau, nei pavienės žvaigždės. Jupiteris, nors ir didžiausia planeta, dabar yra kompaktiškesnis, nei tik gimęs. O dar atrasta tolimiausia galaktika, kurios dydis irgi stebėtinai mažas, artimesnis kamuoliniams spiečiams. Kitose naujienose – sausi dryžiai Marse, Titano atmosferos sukimasis ir nykštukinių galaktikų telkimasis. Gero skaitymo!

***

SpaceX jau moka nutūpdyti raketas ant žemės. Tačiau pernai kompanija išbandė naują raketų grąžinimo metodą – pagavimą dviem „rankomis“, pritaisytomis prie paleidimo bokšto. Kam to reikia? Ir kaip jos veikia? Pasakoja The Space Race:

***

Marso dryžiai – sausi. Marso kalvų ir kopų šlaituose dažnai pastebimi tamsūs dryžiai. Kai kurie atsiranda staiga ir vėliau, po truputį blankdami, išlieka metus ar net dešimtmečius. Kiti ir susiformuoja, ir išnyksta greitai, priklausomai nuo metų laiko. Pastarieji dažnai atsiranda vis tose pačiose vietose, todėl vadinami atsikartojančiomis šlaitų linijomis. Kiekvienas, matęs vandens srovelę, tekančią per smėlį, nenustebs sužinojęs, kad viena iš jų prigimties interpretacijų yra būtent vandens nutekėjimai. Tokios interpretacijos patvirtinimas būtų ypatingas atradimas, nes šiandieninis Marso paviršius yra išskirtinai sausas, tad bet koks skysto vandens egzistavimo įrodymas atvertų visiškai naujus Marso gyvybės paieškų klodus. Bet dryžiai gali atsirasti ir byrant skirtingos spalvos dulkių nuošliaužoms. Dabar mokslininkai pristatė išsamiausią dryžių analizę ir gana tvirtai parodė, jog būtent pastaroji interpretacija yra teisinga, o dryžiai, deja, yra sausi. Tyrimo autoriai sukūrė mašininio mokymosi algoritmą, kuris geba automatiškai aptikti dryžius Marso nuotraukose, darytose iš orbitos. Daugiau nei 86 tūkstančiuose nuotraukų algoritmas aptiko daugiau nei pusę milijono dryžių – tiek ilgaamžių, tiek trumpalaikių. Tokia didelė duomenų imtis leido atlikti išsamią statistinę analizę ir išsiaiškinti, kokiose aplinkose dryžiai aptinkami dažniausiai. Paaiškėjo, kad jie randame ten, kur pučia stipresni vėjai ir yra daugiau paviršinių dulkių. O ryšio su aukštais temperatūros svyravimai, aukštesne oro drėgme ar kitomis savybėmis, kurios rodytų sąsajas su vandeniu ar ledu, nepastebėta. Taigi atrodo akivaizdu, kad dryžiai atsiranda dėl dulkių ir kitokių smiltelių nuošliaužų, o ne dėl vandens srovelių. Šis atradimas svarbus ir tuo, kad dabar bus galima planuoti marsaeigių vizitus arti dryžių. Anksčiau tą daryti buvo baiminamasi dėl pavojaus užkrėsti galimai gyvybei tinkamas Marso vietas žemiškais mikrobais, tačiau jei dryžiai yra sausi, jie gyvybei netinka, tad ir mikrobų atgabenimas netoli jų nėra pavojingas. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Communications.

***

Jaunas Jupiteris buvo didesnis. Jupiteris yra didžiausia Saulės sistemos planeta. Spinduliu Žemę jis lenkia virš dešimties kartų, mase – tris šimtus. Jo magnetinis laukas 10-20 kartų stipresnis nei Žemės ar Saulės. Panašu, kad ankstyvoje jaunystėje jis buvo dar didesnis – jei ne mase, tai spinduliu – ir magnetingesnis. Tokią išvadą mokslininkai gavo apskaičiavę, kaip turėjo vystytis dviejų mažyčių Jupiterio palydovų orbitos. Tėbė ir Amaltėja skrieja maždaug dvigubai arčiau Jupiterio, nei artimiausias iš keturių didžiųjų palydovų Ijo. Jų abiejų orbitos yra šiek tiek pasvirusios į Jupiterio pusiaujo plokštumą, kuri sutampa ir su didžiųjų palydovų orbitų plokštuma. Labai tikėtina, kad orbitos pasviro dėl kintančio Ijo gravitacijos poveikio, šiam palydovui migruojant tolyn nuo Jupiterio. Migracijos detalės, taigi ir posvyris, priklauso nuo Jupiterio gravitacinio lauko savybių. O šios, savo ruožtu, priklauso nuo planetos dydžio, sukimosi greičio ir netgi magnetinio lauko stiprumo. Apjungę šias idėjas bei žinias apie dabartines palydovų ir planetų savybes, tyrėjai apskaičiavo, kad tik susiformavęs Jupiteris greičiausiai turėjo dvigubai didesnį spindulį, o jo magnetinis laukas buvo net 50 kartų stipresnis, nei dabar. „Tik susiformavęs“ atitinka laiką prieš 4,5 milijardo metų ir maždaug 3,8 milijono metų po Saulės įsižiebimo, nes tada žvaigždės spinduliuotė išgarino protoplanetinį diską ir kitas dujų bei dulkių sankaupas, susisupusias aplink didesnes planetas. Šie rezultatai labai svarbūs, siekiant detalizuoti Jupiterio poveikį kitų planetų evoliucijai Saulės sistemos jaunystėje bei patikrinti didžiųjų planetų formavimosi modelius. Gautieji skaičiai dabartinius modelius atitinka – Jupiteris turėjo būti didesnis, nei buvo gerokai šiltesnis, nei dabar, įkaitęs dėl formavimosi metu įgytos energijos. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Astronomy.

***

Titano atmosfera primena vilkelį. Saturno palydovas Titanas – vienintelis Saulės sistemos mėnulis, turintis nuolatinę atmosferą. Ją sudaro azotas ir įvairūs organiniai junginiai. Dabar, analizuodami 13 metų artimų Titano stebėjimų duomenis, mokslininkai nustatė, kad palydovo atmosfera sukasi nepriklausomai nuo jo paviršiaus ir primena giroskopą. Duomenys surinkti Cassini zondu, kuris Saturno sistemą tyrinėjo 2004-2017 metais. Tai atitinka beveik pusę Titano metų – pilną ratą aplink Saulę Saturno sistema apsuka per maždaug 28 Žemiškuosius. Tyrėjai norėjo išmatuoti Titano atmosferos temperatūros netolygumus, tačiau pastebėjo įdomesnį reiškinį: palydovo atmosfera visą laiką sukasi aplink ašį, kurios kryptis Saulės ir Saturno atžvilgiu nekinta. Tuo tarpu paties palydovo sukimosi ašies kryptis keičiasi tiek judant aplink Saturną, tiek aplink Saulę. Taigi Titano atmosfera juda nepriklausomai nuo palydovo paviršiaus. Kodėl taip yra – neaišku, tačiau tokia konfigūracija gali paaiškinti, kodėl Titane pučia netikėtai stiprūs vėjai. Šios žinios svarbios planuojant Dragonfly misiją, kuri 2028 metais išskris į Titaną. Žinodami, kaip bus pasisukusi jo atmosfera nusileidimo metu, misijos valdytojai galės geriau parengti zondą nutūpimui Titane. Tyrimo rezultatai publikuojami The Planetary Science Journal.

***

Ultravioletiškai apšviestas protoplanetinis diskas. Protoplanetiniai diskai, kuriuos detaliai pavyko ištirti iki šiol, yra palyginus artimi, nutolę iki 250 parsekų. Šiame regione aplink Saulę yra keletas žvaigždėdaros regionų, taigi ir jaunų žvaigždžių su protoplanetiniais diskais apstu. Visgi vienu aspektu ši Galaktikos dalis išskirtinė: visi žvaigždėdaros regionai čia yra palyginus maži, todėl juose nėra labai masyvių žvaigždžių. Tuo tarpu didžiojoje Galaktikos dalyje žvaigždės formuojasi didesniuose regionuose, kur masyvios žvaigždės skleidžia daug ultravioletinės spinduliuotės. Teoriniai modeliai seniai rodo, kad ultravioletiniai spinduliai gali efektyviai išgarinti diską sudarančias dujas ir dulkes. Bet kaip sparčiai ir pilnai? Ar ultravioletiškai apšviestuose diskuose apskritai gali susiformuoti planetos? Nauji rezultatai priartina mus prie atsakymo, jog taip, gali. Pasitelkę James Webb teleskopą, tyrėjai atliko protoplanetinio disko aplink Saulės masės žvaigždę XUE 1 stebėjimus. Ši žvaigždė yra žvaigždėdaros regione NGC 6357, kurį nuo mūsų skiria beveik 1700 parsekų, o jame yra keletas masyviausių jaunų žvaigždžių visoje Galaktikoje. Taigi XUE 1 veikia ultravioletinė spinduliuotė, nuo tūkstančio iki milijono kartų viršijanti randamą Saulės sistemos apylinkėse. Toks galingas fotonų srautas poveikį tikrai turi: nustatyta, kad XUE 1 protoplanetinio disko spindulys tėra apie 10 astronominių vienetų (AU). 1 AU yra vidutinis atstumas tarp Saulės ir Žemės, o 10 AU – maždaug Saturno orbita. Artimesni protoplanetiniai diskai dažniausiai driekiasi šimtus AU. Taip pat pastebėta, kad XUE 1 disko pakraščiuose dujų palyginus mažai: jų gausos santykis su dulkių gausa yra 1:1, kai tuo tarpu artimesniuose protoplanetiniuose diskuose dujų būna apie 1000 kartų daugiau. Tiesa, centrinėje disko dalyje dujų ir dulkių gausos santykis XUE 1 panašus į artimesnių diskų – dujų yra keliasdešimt kartų daugiau, nei dulkių. Apskaičiuotas dulkių kiekis pakankamai suformuoti bent 10 Merkurijaus masės planetų – tai atitinka bent penkis Marsus arba pusę Žemės. Toli gražu ne tiek daug, kiek artimesniuose diskuose, bet pakankamai, kad galėtume tikėtis rasti planetų ir prie tokių žvaigždžių. Kol kas nežinome, ar XUE 1 turi jau susiformavusių planetų, taigi negalime pasakyti, ar kiek nors dulkių jau sukrito į masyvesnius kūnus. Tolesni stebėjimai galbūt padės atsakyti į šį klausimą. Ateityje, atlikus daugiau panašių stipriai apšviestų jaunų žvaigždžių stebėjimų, geriau suprasime ir ar XUE 1 situacija yra tipinė, ar anomali. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal.

***

Planetos suaktyvina žvaigždžių magnetizmą. Žvaigždės poveikis jos planetoms – akivaizdus, įvairialypis ir sunkiai pervertinamas. Nuo gravitacijos, išlaikančios planetas orbitoje, iki energijos, įvairių žvaigždės vėjo sąveikų su magnetosfera ir atmosfera ir panašių reiškinių. Planeta poveikį savo žvaigždei irgi turi, nors ir menkesnį. Kartais poveikis naudojamas planetoms aptikti – pavyzdžiui, kai planetos gravitacija tampo žvaigždę pirmyn-atgal. Dar žinoma, kad uolinių planetų turinčios žvaigždės greičiausai pačios turi mažiau tas uolienas formuojančių cheminių elementų. O dabar pastebėta, kad planetų turinčios žvaigždės greičiausiai yra magnetiškai aktyvesnės. Tokiai išvadai padaryti mokslininkams prireikė ištirti daugybę žvaigždžių porų – kartu judančių žvaigždžių, kurios galimai, bet nebūtinai, yra plačios dvinarės sistemos. Tokios poros naudingos panašiems tyrimams, nes beveik neabejotinai susiformavo kartu, taigi jų amžius vienodas, kaip ir vienoda buvo pirminio debesies cheminė sudėtis. Bet kokie skirtumai yra vėlesnės evoliucijos pasekmė. Aukštos skyros spektrų duomenys parodė, kad kiekvienoje poroje žvaigždė, turinti mažiau uolienas formuojančių elementų, yra magnetiškai aktyvesnė – daugiau žybsi ir spjaudosi pliūpsniais. Magnetinio aktyvumo skirtumas poroje tuo didesnis, kuo sunkiau besilydančių elementų gausos skirtumai aptinkami. Tuo tarpu lakių elementų, tokių kaip anglis ar deguonis, gausos skirtumai pastebimos įtakos magnetizmui neturėjo. Jei uolienas formuojančių elementų gausos sumažėjimą siejame su planetos egzistavimu, tai rodo, kad planetos kažkaip pakeičia žvaigždžių magnetines savybes. Gali būti, kad planetą turinti dar besiformuojanti žvaigždė gali efektyviau susitraukti, o kompaktiškesnės žvaigždės yra magnetiškai aktyvesnės. Taip pat potvyninė sąveika tarp planetos ir žvaigždės gali pagreitinti pastarosios sukimąsi, kas irgi sustiprina magnetinius reiškinius. Dar detalesni stebėjimai ateityje gali padėti nustatyti žvaigždžių spindulius ir sukimosi greitį, o prie kai kurių gal pavyks aptikti ir pačias planetas. Taip bus galima patikrinti šias idėjas. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Glaudžios dvinarės – magnetiškai aktyvesnės. Žvaigždžių magnetinis aktyvumas susijęs su jų sukimosi greičiu. Kuo žvaigždė sukasi greičiau, tuo yra aktyvesnė. Ryšys atsiranda todėl, kad magnetinį lauką kuria dinamo efektas, atsirandantis dėl sąveikos tarp konvekcijos (karštos medžiagos judėjimo aukštyn ir vėsesnės leidimosi žemyn) ir sukimosi. Pavienėse žvaigždėse ryšys stebimas tada, kai sukimosi periodas ilgesnis nei maždaug trys paros; visų greičiau besisukančių žvaigždžių magnetinis aktyvumas panašus ir nuo periodo nebepriklauso. O štai dvinarėse situacija, pasirodo, yra kitokia – ten magnetinis aktyvumas stiprėja ir prie dar trumpesnių periodų Tokią išvadą mokslininkai padarė ištyrę daugiau nei dviejų tūkstančių dvinarių žvaigždžių, kurių orbitos yra apskritiminės ir turi 30 parų ar trumpesnius periodus, magnetinio aktyvumo indikatorius – kalcio spektrines linijas. Tiesa, aktyvumas stiprėja tik tol, kol sukimosi periodas viršija maždaug pusę paros – 12 valandų. Dar greičiau besisukančių žvaigždžių aktyvumas kaip tik ima mažėti. Magnetinio aktyvumo stiprėjimą galima paaiškinti teoriniais modeliais, kuriuose įtraukiamas labai glaudžių dvinarių tarpusavio sąveikavimas ir „pasidalinimas“ išoriniais sluoksniais: stiprios gravitacinės perturbacijos sukelia bangas ir sustiprina magnetinį lauką. O štai kaip paaiškinti aktyvumo silpnėjimą pačiose glaudžiausiose dvinarėse – nežinia. Šia savybe daugiausiai pasižymi mažos masės žvaigždės, anksčiau ji pastebėta nagrinėjant įvairių žvaigždžių vainiko spinduliuotę, tačiau kaip jų sukimasis susilpnina magnetinį lauką, pasakyti negalime. Šie rezultatai tik dar labiau pabrėžia poreikį tyrinėti kuo įvairesnių savybių žvaigždes, kad išsiaiškintume jų poveikį savo aplinką ir galimoms planetoms. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Astronomy.

***

Senovėje astronomai neturėjo jokio supratimo, kaip toli yra kosminiai kūnai, ypač už Saulės sistemos ribų. Nežinojo jie netgi santykinių atstumų, taigi pamatę tokį vaizdą, kaip čia, būtų sunkiai suvokę, kad dešinėje matoma žvaigždė yra labai panaši į kairėje matomo spiečiaus nares. Spiečius NGC 6366, susidedantis iš maždaug 100 tūkstančių žvaigždžių, yra arti Paukščių Tako plokštumos, nuo mūsų nutolęs apie 3,5 kiloparseko, tad jo šviesą užstoja ir paraudonina tarpžvaigždinės dulkės. Žvaigždė Gyvatnešio 47 yra dvinarė, apie 120 kartų arčiau mūsų, nei spiečius.

***

Ne visos dujos formuoja žvaigždes. Gerai žinoma, kad kuo daugiau galaktikoje dujų, tuo spartesnė, tikėtina, ir žvaigždėdara joje. Nieko keisto – juk žvaigždės formuojasi būtent iš dujų. Visgi ryšiai tarp žvaigždėdaros spartos ir dujų kiekio nėra visuotiniai: paėmus dvi galaktikas, kuriose dujų randama tiek pat, žvaigždėdara jose gali skirtis net ir porą kartų. Viena galima variacijų priežastis – dujos ir žvaigždėdara galaktikose pasiskirsčiusios nevienodai, dujos paprastai pasklidusios plačiau. Šio efekto įtaka nagrinėjama naujame tyrime. Seniau būdavo sudėtinga nagrinėti tik dalies galaktikos dujų savybes, nes visur, išskyrus artimiausiose galaktikose, dujų disko (ar kitokios didelės struktūros) nebuvo įmanoma erdviškai išskirti. Nauji radijo teleskopai, tokie kaip Australijoje stovintis masyvas ASKAP, šią problemą išsprendžia. Būtent jo duomenis tyrėjai ir panaudojo ir surinko beveik tūkstančio galaktikų imtį. Tada jie įvertino bendras dujų savybes ir palygino jas su ta dujų dalimi, kuri randama tokiu pačiu atstumu nuo centro, kaip ir galaktikos žvaigždės. Šiame regione vidutiniškai randama apie 70% galaktikos dujų, tačiau skirtingose galaktikose ši dalis svyruoja nuo 20 iki 100%. Ši masė daug tvirčiau koreliuoja su žvaigždžių mase, nei visa dujų masė, taigi ir su žvaigždžių formavimosi sparta ryšys yra tvirtesnis. Taigi plačiau už žvaigždes pasklidusios dujos nereiškia, kad žvaigždžių populiacija galaktikoje ateityje irgi plėsis. Išoriniai dujų telkinio regionai gali būti gana inertiški ir neformuoti žvaigždžių, o žvaigždėdara vykti daugiausiai ten, kur žvaigždės formavosi ir seniau. Tyrimo rezultatai publikuojami Publications of the Astronomical Society of Australia.

***

Nykštukinės galaktikos telkiasi tarpusavyje. Galaktikos Visatoje išsidėsčiusios ne atsitiktinai. Pasirinkę atskaitos tašką, sutampantį su galaktika, aplink turėtume didesnį šansą rasti kitą galaktiką, nei pradėję nuo taško kur nors tarpgalaktinėje erdvėje. Toks šališkumas stebimas tiek nagrinėjant visas galaktikas, tiek atrinkus jas pagal kokias nors savybes, pavyzdžiui masę, spindulį ar aktyvumą. Santykis tarp tikimybės rasti kitą galaktiką tam tikru atstumu nuo nagrinėjamos ir tikimybės rasti tokią galaktiką atsitiktinai paimtame tokiame pačiame tūryje vaidnamas šališkumo parametru. Iki šiol buvo žinoma, kad masyvesnės, raudonesnės ir kompaktiškesnės galaktikos pasižymi stipriausiu išsidėstymo šališkumu. Bet dabar astronomai aptiko stiprų šališkumą visiškai priešingoje galaktikų savybių spektro pusėje. Naudodami milžiniško apžvalginių stebėjimų projekto SDSS duomenis, tyrimo autoriai atrinko izoliuotas nykštukines galaktikas, t.y. tas, kurios nėra didesnių galaktikų palydoves. Tada jie pastebėjo, kad plačiai pasklidusios nykštukinės galaktikos spiečiasi labiausiai – jų šališkumo parametras viršija 2. Tankesnėms nykštukėms jis mažesnis, o kompaktiškiausioms tesiekia vienetą, t.y. jų pasiskirstymas erdvėje visiškai atsitiktinis. Skaitmeniniai modeliai rodo, kad tamsiosios materijos halai labiau šališkai buvo išsidėstę tolimesnėje praeityje, taigi stebimą statistiką būtų galima paaiškinti, jei pasklidusios nykštukinės galaktikos formuojasi seniausiuose haluose. Bet standartiniu kosmologiniu modeliu paremti struktūrų formavimosi skaičiavimai tokios tendencijos visiškai neprognozuoja. Tyrėjų teigimu, problemą išspręsti padeda alternatyvus tamsiosios materijos modelis. Jame laikoma, kad tamsiosios materijos dalelės gali reikšminga sąveikauti tarpusavyje. Šios sąveikos laikui bėgant išplečia galaktikų halų centrines dalis, taigi senesniuose haluose tikrai galima tikėtis labiau pasklidusių galaktikų. Tiesa, lieka neaišku, kodėl nematome panašiai telkiantis masyvių pasklidusių galaktikų, o tik kompaktiškas. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature.

***

Maži raudoni taškeliai išlieka paslaptingi. James Webb teleskopas aptiko daugybę netikėtų galaktikų ankstyvoje Visatoje. Viena jų rūšis pavadinta „mažais raudonais taškeliais“ (angl. Little Red Dots, LRD), nes jų spalva išskirtinai raudona, net palyginus su kitomis to laikmečio galaktikomis. Be to, jos yra ir išskirtinai ryškios, tad iš pradžių atrodė, kad turi išskirtinai daug žvaigždžių. Tokį didelį žvaigždžių skaičių taip anksti – praėjus maždaug 600 milijonų metų po Didžiojo sprogimo – paaiškinti dabartiniais modeliais sudėtinga arba visai neįmanoma. Kiek vėliau aptikta požymių, kad LRD centre egzistuoja supermasyvios juodosios skylės, sparčiai ryjančios medžiagą – tokie aktyvūs galaktikų branduoliai galėtų paaiškinti didelį šviesį. Bet ir toks modelis susiduria su keblumu: neaptikta iš LRD sklindančių rentgeno spindulių, kuriuos aktyvūs galaktikų branduoliai paprastai skleidžia gana intensyviai. Tam irgi pasiūlytas sprendimas – LRD greičiausiai turi daug dujų ir dulkių, kurios efektyviai sugeria rentgeno spindulius ir šie neprasiskverbia lauk iš galaktikos. Yra ir alternatyvus paaiškinimas: galbūt į LRD juodąsias skyles medžiaga krenta ypatingai sparčiai ir viršija vadinamą Edingtono ribą. Tokiu atveju medžiagos srauto savybės pasikeičia ir rentgeno spinduliai arba nesiformuoja, arba kartu su medžiaga įkrenta į juodąją skylę. Bet nauji, labai detalūs stebėjimai rodo, kad nei vienas iš šių paaiškinimų greičiausiai nėra teisingas. Tyrimo autoriai pasitelkė Chandra rentgeno spindulių teleskopo duomenis. Viename dangaus lauke, kurį teleskopas iš viso stebėjo daugiau nei septynis milijonus sekundžių arba pustrečio mėnesio, aptikti net 55 LRD. Tyrėjai užklojo visų jų pozicijų duomenis vieną ant kito ir taip gavo milžinišką, net 400 milijonų sekundžių arba beveik 13 metų stebėjimų atitinkantį, duomenų rinkinį. Tiek ilgai rentgeno ruože nebuvo stebėtas joks pavienis spinduliuotės šaltinis. Tačiau net ir jame neaptikta nė kiek rentgeno spinduliuotės iš šių objektų. Ką tai reiškia? Viršijanti Edingtono ribą spinduliuotė gali būti gana patikimai atmesta, nes tokios spinduliuotės modeliai vis tiek prognozuoja kad ir nedidelį, bet išmatuojamą „minkštų“, arba žemos energijos, rentgeno spindulių srautą, kurio nebuvo aptikta. Gausus dengiančių dujų ir dulkių kiekis galbūt įmanomas, tačiau jis turėtų būti bent dešimteriopai didesnis, nei didžiausi aptikti iki šiol. Daug labiau tikėtina, kad aktyvūs branduoliai šiose galaktikose yra tiesiog gerokai – bent 10 kartų – blausesni, nei buvo manoma. Tačiau kaip tuomet paaiškinti milžinišką jų šviesį? Atsakymo teks palaukti. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Nauja tolimiausia galaktika. James Webb teleskopas toliau verčia nusistovėjusius galaktikų formavimosi modelius. Dabar juo spektroskopiškai patvirtinta galaktika, egzistavusi vos 280 milijonų metų po Didžiojo sprogimo. Galaktika MoM-z14 anksčiau buvo aptikta fotometriškai – matuojant jos spinduliuotę, susumuotą keliuose infraraudonųjų spindulių ruožuose. Tačiau tokius duomenis galima interpretuoti įvairiai, taigi nebuvo galima atmesti tikimybės, jog tai yra maža ir blausi, bet daug artimesnė galaktika. Dabar išmatuotas spektras tokios tikimybės nepalieka. Be to, jis leidžia gana tiksliai įvertinti galaktikos savybes ir žvaigždėdaros istoriją. Stebimu metu galaktika turi apie 100 milijonų Saulės masių žvaigždžių ir formuoja naujų po 13 Saulės masių per metus; didžioji dalis žvaigždžių susiformavo per paskutinius 10 milijonų metų. Visi šie skaičiai – ekstremalūs, lyginant su įvairiais galaktikų formavimosi modeliais, pritaikytais jaunai Visatai. Tiesa, modeliai, sukurti siekiant paaiškinti ankstesnius James Webb atradimus, gali paaiškinti ir šios galaktikos egzistavimą. O štai pagal modelius, kurtus iki paleidžiant James Webb, tokios galaktikos, kaip MoM-z14, turėtų būti ypatingai retos – vienai jų aptikti reikėtų apieškoti šimtą kartų didesnę dangaus dalį, nei kol kas padarė James Webb. Galaktika dar yra labai kompaktiška, pusė jos spinduliuotės sklinda iš vos 74 parsekų spindulio regiono. Šis dydis nedaug viršija kamuolinių spiečių matmenis. Remiantis kiek artimesnių galaktikų savybių ekstrapoliacija būtų galima tikėtis, kad tokios galaktikos matmenys būtų 5-10 kartų didesni. Gali būti, kad matome milžiniško kamuolinio spiečiaus ar panašaus darinio formavimąsi – tokie dariniai galėjo būti pirmi protogalaktiniai žvaigždžių telkiniai, kurie vėliau jungdamiesi tarpusavyje suformavo visas šiandienines galaktikas. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

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

Laiqualasse