Septyni šimtai savaičių. Taip, tiek laiko jau siūlau jums susipažinti su kosmoso naujienomis. Ir darau tą beveik be pertraukų – nuo pirmojo Kąsnelio praėjo 701 savaitė. Taigi per daugiau nei 13 metų praleidau tik vieną savaitę, prieš pat vienus Naujuosius metus. O per šias savaites buvo visko – Curiosity, Perseverance ir Tianwen-1 nusileido Marse, Opportunity baigė savo kelionę ten, pradėjo dirbti James Webb, Euclid, TESS ir dar keli kiti teleskopai, Kepleris, Herschelis ir kai kurie kiti baigė darbą, atrasti tūkstančiai egzoplanetų, stebėtos jų atmosferos, gausybė galaktikų ir milžiniškų Visatos struktūrų, atrastos gravitacinės bangos, vis dar neatrasta tamsioji materija… Atradimai pilasi vienas po kito. Praeita savaitė – ne išimtis: pristatytos dirbtinės kerpės, kurios galimai padės kolonizuoti Marsą, nustatyta, kad mažos žvaigždės gana dažnai turi uolinių planetų, pasiūlyti būdai aptikti pirmąsias supermasyvias juodąsias skyles ir pirmykščių žvaigždžių turinčias galaktikas. Gero skaitymo! O sau palinkėsiu dar bent 300 savaičių tęsti šitą avantiūrą. Ką darysiu po tūkstantojo Visatos kąsnelio – sugalvosiu 2031-aisiais.

***

Daugkartinio naudojimo raketos ilgą laiką buvo mokslininkų (ir fantastų) svajonė, kol SpaceX ją pavertė realybe. Taip kompanija dešimtis kartų atpigino palydovų pakėlimą ir kitus komercinius kosminių skrydžių taikymus ir užsitikrino jei ne dominuojančią, tai bent jau vieną svarbiausių rolių kosmoso lenktynėse. Jų konkurentai – tiek ilgamečiai žaidėjai kaip Boeing, tiek nauji kaip Virgin Galactic – ilgus metus bando, bet tokio rezultato nepasiekia. O dabar visai netikėtai daugkartinio naudojimo raketą pristatė… Honda. Taip, automobilių gamintojai iš Japonijos. Taip, kol kas bandymas nebuvo orbitinis – raketa tik pakilo ir nusileido. Bet ir tai jau įspūdinga. Plačiau pasakoja The Space Race:

***

Netikėtas mineralas Ryugu. 2020 metų pabaigoje Japonijos zondas Hayabusa2 pargabeno į Žemę asteroido Ryugu mėginių. Tai vieni iš nedaugelio „švarių“ asteroidų mėginių, kurie nebuvo užteršti sąlyčio su Žemės atmosfera ar paviršiumi. Taigi Ryugu mėginiai atskleidžia gausybę informacijos apie asteroidų, o kartu ir visos Saulės sistemos, formavimosi sąlygas. Ryugu priklauso asteroidų tipui, kuris vadinamas CI chondritais. Šie asteroidai sudaryti iš uolienų, tačiau jas kadaise stipriai paveikė vanduo. Manoma, kad netrukus po susiformavimo radioaktyvių elementų skilimo išskirta energija jų viduje galėjo pakelti temperatūrą pakankamai, kad ištirptų ledas, tačiau ne daugiau nei iki maždaug 50 laipsnių Celsijaus. Dabar Ryugu granulėje aptiktas mineralas, kuris formuojasi tik gerokai šiltesnėmis sąlygomis. Džerfišeritas, arba geležies-nikelio sulfidas su kalio priemaišomis, dažnai aptinkamas kitų tipų meteorituose – enstatitiniuose chondrituose ir obrituose. Šie asteroidai formavosi vidinėje Saulės sistemos dalyje, kur karštos dujos įkaitino mineralus ir vandenį iki bent 350 laipsnių (aukšto slėgio aplinkoje net ir tokios temperatūros vanduo neišgaruodavo). Kaip suderinti džerfišerito egzistavimą Ryugu su tuo, ką žinome apie asteroido formavimosi sąlygas? Galimi atsakymai yra du. Pirmasis – į motininį kūną, nuo kurio prieš kelis milijonus metų atskilo Ryugu, kadaise atsitrenkė enstatitinis chondritas arba obritas ir atnešė džerfišerito priemaišų. Visgi tyrėjai sako, kad labiau tikėtinas yra antras paaiškinimas – kai kuriose Ryugu motininio kūno vietose bent kurį laiką egzistavo karštesnės sąlygos, kuriomis džerfišeritas galėjo formuotis vietoje. Norėdami tvirtai atsakyti į šį klausimą, tyrėjai ketina išmatuoti džerfišerito izotopinę sandarą – nustatyti sudėtinių elementų atmainų su skirtingu neutronų skaičiumi santykinę gausą. Ji buvo skirtinga vidinėje ir išorinėje Saulės sistemos dalyje, taigi jei mineraliniai inkliuzai formavosi arti Saulės, jų izotopinė sudėtis turėtų skirtis nuo likusio asteroido, o jei formavosi kartu – būti labai panaši. Bet kuriuo atveju šie rezultatai iliustruoja milžinišką Saulės sistemos kietųjų kūnų formavimosi aplinkų įvairovę. Ją suprasti svarbu siekiant geriau išsiaiškinti ir planetų, įskaitant Žemę, atsiradimo detales. Tyrimo rezultatai publikuojami Meteoritics & Planetary Science.

***

Kerpės Marso kolonizavimui. Sąlygos Marso paviršiuje žemiškai gyvybei labai nepalankios. Mažai vandens, stipri ultravioletinė spinduliuotė, gausiai chloruota organinių medžiagų beveik neturinti dirva… Visa tai be galo apsunkina bet kokius planus apie Marso kolonizavimą. Žinoma, sprendimų ieškoma. Ir panašu, kad toks sprendimas gali būti sintetinės kerpės. Kerpės yra simbiotinis organizmas, kurį sudaro bakterijos ir grybai. Jos dažnai auga labai atšiauriomis sąlygomis. Įkvėpti realių kerpių elgesio, tyrėjai dirbtinai suporavo du organizmus: diazotrofines melsvabakteres ir siūlelinius grybus. Jie atlieka viena kitą papildančias funkcijas. Bakterijos vartoja anglies dvideginį ir azotą iš aplinkos ir gamina deguonį bei įvairias organines medžiagas, be to, koncentruoja karbonatų jonus. Grybai surenka metalų jonus ir skatina įvairių mineralų gamybą, be to, palengvina bakterijoms vandens, mineralų ir anglies dvideginio įsisavinimą. Patalpinta į Marso sąlygas atitinkančią aplinką ir padrėkinta steriliu vandeniu, kerpių kolonija sėkmingai augo ir vystėsi be jokio papildomo žmonių įsikišimo. Tiesa, tyrimo tikslas nebuvo Marse galinčių augti gyvybės formų paieška. Mokslininkai ieškojo naujų būdų, kaip galima būtų Marso regolitą – paviršiaus dulkes – paversti statybinėmis medžiagomis. Sintetinės kerpės būtent tą ir daro: jų gaminami biomineralai gali suklijuoti regolitą į cementą, kurį vėliau būtų galima formuoti į pastatų sienas, stogus ir netgi baldus. Kerpių gebėjimas augti Marso sąlygomis, pridėjus tik vandens, daro šią technologiją labai perspektyvią. Tokią „biogamyklą“ į Marsą galėtų nugabenti autonominis zondas, po kurio laiko kiti zondai iš kerpių perdirbto regolito galėtų atspausdinti pastatus, o tada jau atvyktų žmonės, kuriems beliktų įrengti sudėtingesnes detales, pavyzdžiui elektroninius prietaisus ar laboratorijas. Tyrimo rezultatai publikuojami Journal of Manufacturing Science and Engineering.

***

Marso jonosferos stebėjimai. Marso atmosfera, kaip ir bet kurios kitos planetos, iškreipia radijo bangas. Kai koks nors palydovas, skriedamas orbita aplink Marsą, pasislepia už planetos, prieš pranykdamas jo signalas eina kiaurai atmosferą, tad iš signalo variacijų galima nustatyti įvairias atmosferos savybes. Žemutiniuose sluoksniuose pagrindinė savybė yra bendras dujų tankis ir temperatūra, aukštesniuose – jonosferoje – elektronų koncentracija. Įprastai šis metodas, vadinamas radijo okultacija, neleidžia matuoti atmosferos savybių arti vietinio vidurdienio, nes tuo metu Saulė užstoja signalą ir Žemėje jo tiesiog negauname. Dabar mokslininkai pasitelkė truputį kitokį radijo okultacijų variantą ir šią kliūtį įveikė. Tam jie panaudojo signalus, sklindančius ne iš palydovo į Žemę, o tarp dviejų palydovų – Europos kosmoso agentūros Mars Express ir ExoMars Trace Gas Orbiter. Iš viso tokių signalų buvo 124, tarp jų 71 pakankamai geras, kad leistų išmatuoti vertikalią atmosferos, įskaitant jonosferą, struktūrą. 35 signalai nusiųsti arčiau vietinio vidurdienio, nei įmanoma išmatuoti tradiciniu radijo okultacijos būdu. Duomenys parodė, kad jonosferos savybės per dieną pakinta mažiau, nei prognozavo ligšioliniai teoriniai modeliai. Remiantis modeliais buvo manoma, kad žemutinis jonosferos sluoksnis, esantis maždaug 90-110 km aukštyje, vidurdienį beveik visai pranyksta, tačiau duomenyse to neaptikta – jis tik truputį susitraukia. Elektronų koncentracija aukštesniame sluoksnyje, 120-150 km aukštyje, irgi pasikeičia mažiau, nei prognozuota. Be to, nustatyta, kad jonosferos temperatūra aukščiausia ne vidurdienį, o arčiau saulėlydžio. Toks rezultatas dera su modeliais, kuriuose jonosferos temperatūrą valdo vėjai, o ne tiesioginė Saulės kaitra. Šie rezultatai padės geriau suprasti Marso atmosferos savybes ir prognozuoti Raudonosios planetos orus. Tai, savo ruožtu, svarbu planuojant bet kokias ilgesnes misijas į Marso paviršių, įskaitant ir žmonių keliones ten. Tyrimo rezultatai publikuojami JGR Planets.

***

Planetų formavimosi pradžia. Planetos auga protoplanetiniuose diskuose, kuriuos sudaro dulkės ir dujos. Diskas susidaro tuo pat metu, kaip ir prožvaigždė – traukiantis tarpžvaigždinio dujų debesies fragmentui, dalis medžiagos suformuoja rutulį centre, dalis susiploja ir susisuka į diską. O kada prasideda planetų formavimasis? Pirmieji augančių planetų požymiai yra įvairios struktūros diske, pavyzdžiui spiralinės vijos ar tarpai, kurias sukuria planetų gravitacija. Ankstesni tyrimai rodo, kad labai jaunuose diskuose, kurių amžius nuo žvaigždės įsižiebimo tėra apie 100 tūkstančių metų, struktūrų nematyti, o milijono metų amžiaus diskuose jų jau nemažai. Dabar astronomai pristatė didžiulį labai detalių diskų stebėjimų rinkinį, kuris apima amžiaus intervalą tarp šių verčių, ir nustatė, kad planetų augimas prasideda maždaug 300 tūkstančių metų po žvaigždės atsiradimo. Analizei tyrėjai pasirinko 78 protoplanetinius diskus Gyvatnešio žvaigždėdaros regione, kuriame žvaigždės pradėjo formuotis prieš maždaug milijoną metų. Taigi atskirų žvaigždžių amžius gali būti ir gerokai mažesnis. Standartiniais metodais apdoroti diskų stebėjimų duomenys duoda gana neryškų vaizdą: diskus įžiūrėti įmanoma, tačiau pasakyti, ar juose yra smulkesnių struktūrų – ne. Taigi tyrėjai panaudojo kitokį duomenų analizės metodą, vadinamą „retuoju modeliavimu“ (angl. sparse modelling). Metodo esmė – bandyti atkurti gaunamus duomenis, kombinuojantis kelis tinkamiausius iš daugybės galimų struktūrinių elementų. Šiuo atveju elementai gali būti lygūs diskai, spiralės, tarpai, gumulai ir panašūs. Taip jie pagerino disko vaizdų erdvinę skyrą 2-3 kartus. Maždaug 30-40% diskų turi struktūras, o 15-oje struktūros aptiktos pirmą kartą. Įdomu, kad struktūros aptiktos tik diskuose, kurių vidutinė temperatūra viršija 200 kelvinų. Temperatūra glaudžiai susijusi su žvaigždės amžiumi, o 200 kelvinų atitinka maždaug 300 tūkstančių metų amžių. Be to, struktūros matomos tik diskuose, kurių spindulys viršija 20 astronominių vienetų – tai maždaug atitinka Urano orbitos spindulį. Gali būti, kad mažesnių struktūrų tiesiog neįmanoma įžiūrėti net ir naudojant naująjį analizės metodą. Taip pat gali būti, kad masyvios planetos, kurios suformuoja pirmąsias struktūras, pradeda formuotis tik gana toli nuo savo žvaigždės. Šie rezultatai padės suprasti ir Saulės sistemos formavimąsi, ir geriau interpretuoti kitų žvaigždžių stebėjimus. Žinodami, kada galėjo pradėti formuotis planetos, geriau galėsime pasirinkti planetas gyvybės paieškoms. Tyrimo rezultatai publikuojami PASJ.

***

Mažos žvaigždės dažnai turi superžemių. Egzoplanetų aptinkama prie praktiškai visų žvaigždžių, kurias tik pakankamai detaliai ištiriame. Dažniausiai Paukščių Take randamos žvaigždės yra mažos, vadinamos M tipo nykštukėmis. Jų masė neviršija pusės Saulės masės, temperatūra irgi žemesnė, o tai lemia ir bent dešimt kartų už Saulės mažesnį šviesį. Aptikti planetas prie tokių žvaigždžių santykinai paprasčiau, nes jos skrieja labai arti žvaigždės, tad ir efektą turi stipresnį. Visgi blausių žvaigždžių stebėjimai irgi kelia iššūkių. Tad dabar mokslininkai iš naujo įvertino, kaip patikimai galime aptikti planetas prie mažų žvaigždžių ir nustatė, kad tokiose sistemose uolinės planetos yra dažnesnės, nei manėme. Tyrėjai iš naujo išanalizavo dalį CARMENES apžvalgos duomenų. Ši apžvalga skirta būtent planetų paieškoms prie M tipo nykštukių. Tyrėjai atsirinko tik 15 žvaigždžių, kurių masės mažesnės nei 16% Saulės masės. Prie trijų žvaigždžių jie aptiko keturias naujas planetas; trys yra tik truputį masyvesnės už Žemę ir skrieja keleto parų periodais, o ketvirtoji – 14 kartų masyesnė, o ratą aplink žvaigždę apsuka per daugiau nei trejus Žemės metus. Svarbesnis pasiekimas – apskaičiuotos tikimybės aptikti planetas prie panašių žvaigždžių. Žinant jas ir iš tiesų aptiktų planetų skaičių, galima įvertinti, kiek planetų turėtų būti iš tiesų. Labiausiai tikėtina, kad praktiškai kiekviena M tipo nykštukė turi po vieną planetą, mažesnę nei trys Žemės masės. Planetų, kurių masė 3-10 kartų didesnė už Žemės, turėtų turėti kas dešimta nykštukė. Šie skaičiai gerokai didesni, nei tikėtasi anksčiau, kai buvo manoma, kad apskritai vienai žvaigždei tenka 1-2 planetos. Dauguma dažnųjų mažų planetų turėtų skrieti dešimties parų ir trumpesnio periodo orbitomis. M nykštukių aplinkoje būtent tokios trukmės orbitos patenka į gyvybinę zoną, t.y. ten esančių planetų paviršiuje galėtų egzistuoti skystas vanduo. Tad šie rezultatai rodo, kad potencialiai gyvybei tinkamų planetų Galaktikoje greičiausiai yra daugiau, nei galvojome iki šiol. Tyrimo rezultatai publikuojami Astronomy & Astrophysics.

***

Senos žvaigždės magnetizmas sustiprėjo. Sendamos žvaigždės sukasi vis lėčiau. Lėtina jas reiškinys, vadinamas magnetiniu stabdymu. Žvaigždės magnetinis laukas nusidriekia per visą jos vėjo burbulą ir pasiekia aplinkinę tarpžvaigždinę medžiagą. Sąveikaudamas su ja, tempia tarpžvaigždinių dujų jonus iš paskos, o šie, savo ruožtu, tempia žvaigždę atgal. Magnetinis stabdymas, laikui bėgant, irgi silpsta, nes silpsta žvaigždės magnetinis laukas. Kartu su magnetiniu lauku silpsta ir žvaigždės aktyvumas. Daugybė stebėjimų rodo, kad jaunų žvaigždžių magnetinis laukas daug – dešimtis ar net šimtus kartų – stipresnis nei Saulės. O štai senose žvaigždėse tendencija, pasirodo, gali ir apsiversti: aktyvumas vėl ima ir sustiprėja. O kaip su magnetiniu stabdymu? Pasirodo, jis irgi gali sustiprėti: praeitą savaitę paskelbti įrodymai, jog sena į Saulę panaši žvaigždė lėtėja netgi labiau, nei Saulė. Hidros beta yra 10% masyvesnė už Saulę ir 2-3 milijardais metų senesnė. Tai reiškia, kad ji jau artėja prie gyvenimo pabaigos ir plečiasi į submilžinės konfigūraciją. Jos dabartinis sukimosi greitis atitinka prognozę tokios masės žvaigždėms; kitaip tariant, jei Saulė toliau vystytųsi taip, kaip vystėsi iki šiol, ji irgi per gyvenimą sulėtėtų iki panašaus greičio, kaip Hidros beta. Tuo tarpu žvaigždės aktyvumas rodo, kad jos magnetinis laukas greičiausiai neseniai sustiprėjo. Naujojo tyrimo autoriai atliko spektropolarimetrinius stebėjimus – nustatė skirtingo bangos ilgio spinduliuotės, sklindančios iš žvaigždės ir jos apylinkių, poliarizaciją. Poliarizacija vadinamas šviesos bangų svyravimų kryptingumas. Vienas iš veiksnių, poliarizuojančių šviesą, yra magnetinis laukas, nes lygiagrečiai jo linijoms svyruojančios bangos sklinda lengviau, nei svyruojančios kitaip. Taip pat jie pasinaudojo naujausiais stebėjimų duomenimis regimųjų ir rentgeno spindulių ruožuose ir patikslino žvaigždės masės, spindulio, sukimosi greičio ir vėjo stiprumo duomenis. Poliarizacijos duomenys leido įvertinti didelio masto magnetinio lauko stiprumą žvaigždės aplinkoje, o apjungus su kitais duomenimis – magnetinio stabdymo efektyvumą. Jis pasirodė esąs toks stiprus, lyg žvaigždės magnetinis laukas nebūtų silpnėjęs. Šis rezultatas kartu su sustiprėjusiu aktyvumu rodo, kad gyvenimą baigiančios žvaigždės patiria magnetinio lauko sustiprėjimą. Taip greičiausiai nutinka dėl plintančios konvekcinės zonos žvaigždės išorėje, kur karšta medžiaga kyla iš gelmių paviršiaus link. Toks judėjimas sukelia dinamo efektą ir generuoja magnetinį lauką. Lėtėjant sukimuisi, dinamo efektas silpsta, tačiau žvaigždei plečiantis į milžinę, net ir lėto sukimosi ima vėl užtekti didelio masto magnetinio lauko formavimuisi. Šis atradimas padės geriau prognozuoti Saulės ateitį ir suprasti įvairių Paukščių Tako žvaigždžių aktyvumo savybes. Tyrimo rezultatai publikuojami Astronomy & Astrophysics.

***

Mažyčiai pulsarų kalnai. Kai žvaigždė, masyvesnė nei aštuonios, bet mažesnė nei maždaug 25 Saulės masės, baigia gyvenimą, ji sprogsta supernova, o centre palieka neutroninę žvaigždę. Pastarosios masė siekia apie dvi Saulės mases, o spindulys – vos keliolika kilometrų. Taigi neutroninės žvaigždės yra tankiausi mums žinomi objektai Visatoje, o jų tyrimai suteikia žinių ne tik apie žvaigždžių evoliuciją, bet ir apie materijos elgesį ekstremalaus tankio bei gravitacijos sąlygomis. Kai kurios neutroninės žvaigždės matomos kaip pulsarai – labai reguliariai žybsintys spinduliuotės šaltiniai. Žybsėjimą matome todėl, kad stiprus magnetinis laukas suspaudžia neutroninės žvaigždės spinduliuotę į du kūgius išilgai magnetinio lauko ašies, tačiau ji nesutampa su sukimosi ašimi, ir pulsarui sukantis spinduliuotė apšviečia vis kitą vietą, panašiai kaip švyturio signalas. Laikui bėgant, neutroninė žvaigždė sukasi vis lėčiau, kartu silpsta ir jos magnetinis laukas. Galiausiai pulsaro paviršiuje generuojamos energijos nebepakanka, kad būtų generuojami pakankamai energingi fotonai ir dalelių-antidalelių poros, kurių reikia spinduliuotei. Tokia neutroninė žvaigždė nebeturėtų pulsuoti. Visgi kartais aptinkami ir lėtai besisukantys ar santykinai silpną magnetinį lauką turintys pulsarai. Kaip jie atsiranda? Naujame tyrime pateikiamas galimas atsakymas – jų paviršiuje gali egzistuoti mažyčiai kalnai. Tyrimo autoriai apskaičiavo, kad vos kelių centimetrų aukščio kūginis kalnas neutroninės žvaigždės ašigalyje gali bent keletą kartų sustiprinti elektrinį lauką šimtų metrų regione aplink ją. To pakanka, kad paaiškintume kelių lėtai besisukančių pulsarų žybsėjimą. Tiesa, net ir centimetras yra labai daug, turint omeny milžinišką neutroninės žvaigždės gravitacinį lauką. Jis stengiasi išlyginti bet kokį netolygumą, o tam, kad tipinėje neutroninėje žvaigždėje galėtų egzistuoti toks kalnas, ji turėtų būti sudaryta iš egzotiškos materijos, vadinamos „keistonais“. Ją turėtų sudaryti ne tik kylantieji ir krintantieji kvarkai, iš kurių susideda mums įprasti protonai ir neutronai, bet ir daug sunkesni keistieji kvarkai, kurie įprastomis sąlygomis egzistuoja tik labai trumpai. Stipri gravitacija gali juos stabilizuoti. Tirdami pulsarus, galėsime daugiau išsiaiškinti ir apie šią egzotišką materijos rūšį, kurią tyrinėti mūsų laboratorijose galimybių praktiškai nėra. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Gegužės pradžioje atlikti pirmieji dangaus stebėjimai naudojant Veros Rubin observatoriją. Čilėje įrengtas teleskopas šių metų pabaigoje pradės savo pagrindinį projektą – darys kasnaktines dangaus nuotraukas ir automatiškai ieškos pokyčių, kurie bylos apie supernovas, kitokius tolimus žybsnius ar tiesiog mažųjų Saulės sistemos kūnų judėjimą. Praeitą savaitę tų pirmųjų stebėjimų vaizdai paskelbti viešai, o čia matome vieną iš jų. Šaulio žvaigždyne matomas žvaigždėdaros regionas, dar vadinamas Lagūnos ūku arba Messier 8, bei mažesnis mėlyna šviesa apgaubtas Trifido ūkas arba Messier 20. Jau ši nuotrauka atrodo įspūdinga, o tikrieji duomenys driekiasi daugiau nei keturis gigapikselius.

***

Galaktikos centras neišmeta žvaigždžių. Kartas nuo karto pro centrinę Paukščių Tako juodąją skylę praskrenda dvinarė žvaigždė. Praskrenda ji taip arti, kad juodosios skylės gravitacija įveikia žvaigždes laikantį ryšį ir žvaigždės nulekia skirtingais keliais. Viena lieka suktis orbita aplink juodąją skylę, o kita didžiuliu greičiu išsviedžiama tolyn. Tokių hipergreitųjų žvaigždžių šiuo metu žinome kelis šimtus; naujos išmetamos maždaug kartą per šimtą tūkstančių metų. Yra ir kitas būdas žvaigždėms iš galaktikos centro išlėkti į pakraščius. Jei galaktikos centre yra dvi supermasyvios juodosios skylės, joms sukantis vienai aplink kitą gravitacinis laukas nuolatos kinta. Šie pokyčiai gali įgreitinti žvaigždes, nors ir ne taip stipriai, kaip dvinarių žvaigždžių suardymai. Šiuo metu Paukščių Tako centre yra tik viena supermasyvi juodoji skylė, tačiau praeityje galėjo būti ir daugiau. Taigi galike tikėtis Galaktikos pakraštyje – žvaigždiniame hale – rasti žvaigždžių, kurios juda beveik radialia kryptimi. Dabar mokslininkai atliko išsamias tokių žvaigždžių paieškas. Tam jie panaudojo DESI apžvalgos duomenis. Ši apžvalga skirta tolimų galaktikų padėčių ir atstumų fiksavimui, bet nuotraukose matyti ir gausybė žvaigždžių. Dauguma halo žvaigždžių šiek tiek sukasi ta pačia kryptimi, kaip ir Saulė bei kitos disko žvaigždės, taigi turėjai ėmėsi ieškot tokių, kurios beveik nesisuka. Jie pritaikė ir dar vieną kriterijų – ieškomos žvaigždės turėtų turėti bent tiek geležies, kiek Saulė. Toks kriterijus leidžia atmesti žvaigždes, įkritusias iš palydovinių galaktikų, kurių cheminė sudėtis artimesnė pirmykštei, t.y. turi daug mažiau už helį sunkesnių cheminių elementų. Kiek netikėtai, pagal abu kriterijus žvaigždžių nerasta. Tai nereiškia, kad jų tikrai nėra. Tiesą sakant, hale jų gali būti net apie 14 milijonų, ir DESI apžvalgon galėjo nepatekti nei viena; tačiau jei būtų daugiau, turėtume pamatyti bent kelias. Toks kiekis leidžia apriboti ir vidutinę žvaigždžių išmetimo spartą – mažiau nei trys žvaigždės per tūkstantį metų, pastarųjų penkių milijardų metų laikotarpiu. Jei per tą laiką į Paukščių Tako centrą įkrito kita masyvi juodoji skylė, išsvaidytų žvaigždžių turėtų būti daugiau. Jų nebuvimas rodo, kad tokių įkritimų per paskutinius penkis milijardus metų nebuvo. Susiliejimų su nykštukinėmis galaktikomis, priešingai, buvo, taigi galime daryti išvadą, kad jos buvo tokios mažos, jog centrinių masyvių juodųjų skylių neturėjo. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Pirmųjų juodųjų skylių formavimosi signalai. Kiekvienos didelės galaktikos centre yra supermasyvi juodoji skylė. Kaip jos atsirado, iki šiol nežinome. Gali būti, kad jos susidarė sprogus pirmosioms žvaigždėms ir užaugo nuo šimtų iki milijonų ar milijardų Saulės masių rydamos dujas. Tačiau tam, kad išaugtų iki stebimų masių per kelis šimtus milijonų metų nuo Didžiojo sprogimo, jos turėtų augti labai sparčiai, turbūt sparčiau, nei įmanoma. Alternatyvi galimybė – jos iškart susiformavo masyvios, šimtus tūkstančius kartų masyvesnės už Saulę. Tam reikėjo specifinių sąlygų, būdingų tik pirmykštei Visatai. Nesant sunkesnių už helį cheminių elementų, dujų telkiniai vėso neefektyviai, todėl galbūt ne visada fragmentuodavo į žvaigždes, o kartais likdavo milžiniški ir susitraukdavo iškart į juodąsias skyles. Ar galėtume pamatyti tokio proceso išskiriamą spinduliuotę? Naujo tyrimo autoriai sako, jog galimai taip. Naudodami skaitmeninį modelį, jie išnagrinėjo, kaip iš besitraukiančio dujų debesies galėtų pabėgti Laimano alfa spinduliuotė. Tai specifinio bangos ilgio fotonai, kuriuos skleidžia sužadinti vandenilio atomai. Ankstesnių tyrimų rezultatai rodė, kad beveik visi tokie fotonai bus sugerti tame pačiame debesyje ir į išorę pabėgs tik nykstamai maža dalis. Bet tuose modeliuose buvo daroma prielaida, jog dujų telkinys traukiasi sferiškai simetriškai. Naujajame darbe įvertintas telkinio sukimasis, dėl kurio jis susiploja į diską. Statmenai diskui susidaro mažesnio tankio sritis, pro kurią tiek medžiaga, tiek spinduliuotė gali išsiveržti lauk. Pabėgdami kai kurie fotonai netenka dalies energijos, todėl iš šalies matoma spinduliuotė pakinta – dalis jos tampa pastebimai raudonesnė. Tyrėjų teigimu, jei panašus reiškinys vyktų 480 milijonų metų amžiaus Visatoje, James Webb teleskopu jį būtų galima aptikti per mažiau nei trijų valandų trukmės stebėjimų sesiją. Tikėtina, kad pirmos juodosios skylės susiformavo keliais šimtais milijonų metų anksčiau, tad ir stebėjimų reikėtų ilgesnių, bet visgi uždavinys James Webb teleskopui atrodo įveikiamas. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Pirmykščių žvaigždžių galaktikos. Pirmosios žvaigždės Visatoje atsirado praėjus maždaug 100 milijonų metų po Didžiojo sprogimo. Jos susidėjo vien iš vandenilio, helio ir truputėlio ličio – kitų elementų tuo metu Visatoje paprasčiausia nebuvo. Kol kas nei vienos tokios žvaigždės nesame aptikę. Manoma, kad jos dažniausiai buvo masyvios, todėl gyvavo trumpai, taigi ir aptikti jas įmanoma tik pažvelgus į 100 milijonų metų amžiaus Visatą, o to kol kas padaryti nepajėgia net ir James Webb teleskopas. Visgi dalis šių žvaigždžių išgyveno bent šimtus milijonų metų, taigi jų turėtume aptikti ir kiek vėlesnių laikų galaktikose. Dabar mokslininkai apskaičiavo, kaip galėtų atrodyti galaktikos, turinčios tik pirmykščių žvaigždžių, ir aptiko kelias tokių galaktikų kandidates jau turimuose duomenų kataloguose. Skaičiavimuose jie įvertino, kad galaktikoje, kuri turi tik pirmykštes žvaigždes, dujos nebūtinai yra pirmykštės. Masyviausios iš pirmųjų žvaigždžių sprogsta supernovomis vos keli milijonai metų po atsiradimo. Sprogimas į aplinką išmeta cheminius elementus, kurie susiformavo žvaigždės viduje. Pirmųjų žvaigždžių atveju tai yra vadinamieji alfa-elementai: anglis, deguonis, neonas ir keli kiti. Pagal naujuosius skaičiavimus, deguonies turėtų būti išmetama tiek, kad viena ryškiausių šio elemento spektro linijų tampa palyginama su viena iš reikšmingų vandenilio linijų. Ir visa tai nutinka, kol praturtintos dujos dar nespėjo suformuoti naujų žvaigždžių. Kitas svarbus šių galaktikų požymis – stipri helio spinduliuotės linija, kuri turėtų matytis bent 20 milijonų metų, o gal ir ilgiau, kai jau pradeda formuotis antroji žvaigždžių karta. Peržiūrėję James Webb teleskopo surinktus duomenis, tyrėjai rado devynias galaktikas, kuriose bent ketvirtį žvaigždžių masės sudaro pirmykštės žvaigždės. Nors tai dar nėra „tikrosios“ pirmykštės galaktikos, rezultatas rodo, kad jas aptikti tikrai būtų įmanoma. Gali būti, kad vėlesni, išsamesni James Webb stebėjimų duomenys parodys mums ir jas. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

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

Laiqualasse