Vanduo – viena paprasčiausių molekulių, tad ir kosmose jos pilna visur. Tiesa, dažniausiai arba garų, arba ledo pavidalu. Štai Jupiterio palydovą Europą dengia stora ledo pluta. Pasirodo, kai kur ji nuolat atsinaujina, galbūt dėl energijos, pasiekiančios paviršių iš gelmių. O tolimoje ateityje tas ledas ištirps, ir Europa kurį laiką bus tinkama gyvybei. Dar didesniu atstumu, Kuiperio žiede, ledo pavidalu randame ne tik vandenį, bet ir kitus lakius junginius. Galimai jais padengta ir naujai aptikta nykštukinė planeta, siekianti apie trečdalį Plutono dydžio. Labai nutolusių planetų būna ir didesnių – Saulės sistemoje tokia tik hipotetinė, bet kitose jų yra aptikta; dabar mokslininkai nustatė, kaip jos gali atsirasti. Kitose naujienose – ličio kilmės analizė, tarpinės masės juodųjų skylių gravitacinės bangos ir smulkūs plazmos lašeliai Saulės vainike. Gero skaitymo!

***

Kartu su Žeme aplink Saulę skrieja ne tik Mėnulis. Panašiai, kaip Jupiteris turi palydovų-trojėnų debesis, Žemės gravitacija išlaiko du dulkių debesis, nuo planetos nutolusius per šeštadalį orbitos. Bent jau taip buvo manoma nuo praeito amžiaus vidurio, o ne per seniausiai, panašu, jų egzistavimas patvirtintas. Apie šiuos paslaptingus Kordilevskio debesis pasakoja Astrum:

***

Ličio kilmė – didesnių branduolių byrėjimas. Litis – vienas iš trijų cheminių elementų, egzistavusių beveik nuo pat Visatos atsiradimo. Pirmąsias kelias minutes po Didžiojo sprogimo Visatoje vyko termobranduolinės reakcijos, kurių metu susiformavo vandenilis, helis, truputis ličio ir berilio; tiesa, pastarasis greitai išnyko, skildamas į tą patį litį. Skilimo procesai litį kūrė ir vėliau ir tebekuria dabar, ypač mažose žvaigždėse. Taip pat litis gali susiformuoti vadinamosiose spaliacijos reakcijose, kai didesnis atomo branduolys subyra susidūrimo metu. Iki šiol buvo nežinoma, kuris kilmės šaltinis dominuoja: ar litis, randamas Visatoje, yra daugiau pirmykštis, ar daugiau jo atsirado skylant kitiems branduoliams, ar per susidūrimus. Dabar mokslininkai rado atsakymą, remdamiesi ličio kosminių spindulių analize. Raktas į atsakymą slypėjo dviejų ličio izotopų savybių analize plačiame energijų ruože. Izotopais vadiname elemento atmainas su skirtingu neutronų skaičiumi branduolyje. Litis jų turi dvi stabilias: litis-6 turi po tris protonus ir neutronus, litis-7 – vienu neutronu daugiau. Tyrėjai pasitelkė duomenis iš spektrografo AMS-2, įtaisyto Tarptautinės kosminės stoties išorėje. 12 metų, nuo 2011 iki 2023, juo buvo fiksuojama gausybė kosminių spindulių – labai energingų dalelių, atlekiančių iš skirtingų vietų kosmose. Didžioji šių dalelių dalis yra protonai, tačiau pasitaiko ir sunkesnių branduolių. Tarp jų tyrėjai aptiko maždaug po milijoną ličio-6 ir ličio-7 branduolių. Abiejų izotopų srautas laikui bėgant keičiasi vienodai; taip pat kinta ir helio branduolių srautas, o šis sutampa su deguonies, anglies bei azoto. Tai reiškia, kad ir ličio branduoliai greičiausiai atlekia iš tų pačių šaltinių, kaip ir kiti kosminiai spinduliai. Tai prieštarauja pirmykštės jų kilmės hipotezei, vadinasi šią galima atmesti – pirmykščiai ličio branduoliai sudaro nebent menką dalį visų ličio kosminių spindulių. Užfiksuoti ličio branduoliai apima didelį energijų ir „kietumų“ intervalą. Kietumu vadinamas dalelės trajektorijos atsparumas magnetinio lauko poveikiui ir yra glaudžiai susijęs su energija – kuo dalelė energingesnė, tuo sunkiau pakreipti jos trajektoriją. Skirtingo kietumo ličio-7 ir ličio-6 branduolių srautų santykis gerokai skiriasi nuo to, ką prognozuoja formavimosi mažose žvaigždėse modelis, tad galima atmesti ir jį. Vadinasi, lieka vienintelė galimybė: ličio, ypač ličio-7, branduoliai daugiausiai atsiranda, kai masyvesni kosminių spindulių branduoliai susiduria su tarpžvaigždinės medžiagos atomais ir suskyla. Tyrimo rezultatai publikuojami Physical Review Letters.

***

Smulkus Saulės vainiko lietus. Saulę gaubia vainikas – labai retos ir labai karštos plazmos sluoksnis. Nuo jo prasideda Saulės vėjas, ten kyla ir žybsniai bei vainikinės masės išmetimai. Magnetinis laukas kuria įvairiausių dydžių struktūras tiek Saulės paviršiuje, tiek vainike. Paviršiaus, arba chromosferos, stebėjimai jau kelis dešimtmečius pasiekia ypatingai gerą erdvinę skyrą ir gali išskirti mažesnius nei šimto kilometrų darinius. Tam jie naudoja adaptyviąją optiką – įrenginius, kurie realiu laiku deformuoja teleskopo veidrodžio paviršių ir „pataiso“ Žemės atmosferos sukeliamą stebimų darinių išblukimą. Deja, vainiko stebėjimams jie netinka, nes yra pritaikyti orientuotis pagal Saulės paviršiaus elementus, pavyzdžiui granules. Dabar mokslininkai sukūrė adaptyviosios optikos sistemą, kuri geba koreguoti ir vainiko vaizdus ir atskleidė kol kas mažiausias šio regiono struktūras. Naudodami palyginus nedidelį, 1,6 metro skersmens, teleskopą tyrėjai sugebėjo išskirti mažesnes nei 100 km dydžio struktūras – vadinamąjį „vainiko lietų“. Šis susidaro, kai į vainiką pakilusi plazma staiga atvėsta ir susikondensuoja į lašus. Šie lašeliai greičiausiai yra labai svarbi vainiko kaitinimo proceso detalė. Vainiko temperatūra siekia apie milijoną laipsnių – 20 kartų daugiau, nei Saulės paviršiaus. Jį kaitina magnetiniai procesai, tačiau tikslus mechanizmas kol kas lieka neišaiškintas. Vienas iš modelių paremtas nanožybsniais, kurie įvyksta magnetinio lauko pakeltuose plazmos srautuose, šiems maišantis ir pinantis tarpusavyje. Aukštos skyros stebėjimai padės tokius žybsnius aptikti, jei jie tikrai vyksta. Naująjį adaptyviosios optikos mechanizmą turėtų būti nesunku pritaikyti visiems Saulės stebėjimų teleskopams, taigi artimiausiais metais vainiko tyrimai pereis į kokybiškai naują etapą. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Astronomy.

***

Pavojingi asteroidai Veneros orbitoje. Aplink Saulę skrieja nesuskaičiuojama gausybė asteroidų. Nors dauguma jų telkiasi žiede tarp Marso ir Jupiterio, esama ir artimesnių. Kai kurių orbitos periodas yra beveik tiksliai vieni metai – jie koorbituoja su Žeme. Esama ir asteroidų, koorbituojančių su Venera, tačiau jų kol kas atrasta tik 20. Visų jų orbitos labai pailgos, bet taip neabejotinai yra dėl stebėjimų specifikos. Asteroidą, kuris skrieja arčiau Saulės, nei Žemė, aptikti labai sunku, nes jis pranyksta Saulės šviesoje. Pailgose orbitose skriejantys asteroidai kartais nutolsta netgi toliau nuo Saulės, nei Žemė, tad ir aptikti juos paprasčiau. Ta pati savybė daro juos pavojingus: jei asteroidas kerta Žemės orbitą, kada nors gali kirsti ir Žemę. Deja, pavojų gali kelti ir labiau apskritiminėse orbitose skriejantys kūnai. Skaitmeniniai modeliai rodo, kad koorbituojančių asteroidų orbitos yra chaotiškos ilgesnėmis nei 150 metų laiko skalėmis. Tai reiškia, kad po 150 metu dabar apskritimu skriejantis asteroidas gali pereiti į visai kitokią, taip pat ir Žemei grėsmę keliančią, orbitą. Ar daug tokių asteroidų yra ir kaip geriausia juos aptikti, nagrinėjama naujame tyrime. Tyrėjai pasitelkė skaitmeninius modelius ir įvertino 26 asteroidų, patalpintų šiek tiek skirtingose orbitose, judėjimą per artimiausius keliasdešimt tūkstančių metų. Modelyje atsižvelgta tiek į Saulės nesferiškumą, tiek į visų planetų judėjimą ir gravitaciją. Paaiškėjo, kad dalis asteroidų, kurie šiuo metu nepasiekia Žemės orbitos, ateityje gali tą padaryti ir kelti pavojų mūsų planetai. Chaotiška sistemos prigimtis neleidžia tiksliau prognozuoti, kada tai gali nutikti; be to, nežinome, kokios yra šiandieninės tikrų Veneros aplinkos asteroidų savybės. Iš principo kai kuriuos iš šių asteroidų aptikti būtų įmanoma ir iš Žemės, tačiau tam reikia labai palankių stebėjimo sąlygų ir kad asteroidai būtų labiausiai, kiek gali, nutolę nuo Saulės dangaus skliaute. Daug efektyvesnis paieškos būdas būtų nusiųsti kosminį teleskopą į orbitą aplink Saulę netoli Veneros, vadinamajame antrajame Saulės-Veneros Lagranžo taške. Ten teleskopą nuo Saulės šviesos nuolat dengtų Veneros šešėlis, panašiai kaip Žemės šešėlis dengia James Webb teleskopą. Šiam teleskopui ieškoti asteroidų, kurie skrajoja tarp Veneros ir Žemės orbitų, būtų santykinai paprasta, tad ir rezultatų galima tikėtis daug gausesnių. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Nuo seniausių laikų dangų stebintys astronomai žinojo apie „klajokles“, arba planetas – šviesulius, kurie juda žvaigždžių atžvilgiu. Paprasčiausias jų egzistavimo paaiškinimas buvo toks, kad tie šviesuliai sukasi aplink Žemę. Tačiau daugelis jų pasižymėjo labai keista savybe, kurios paaiškinimo toks geocentrinis modelis taip ir nesugebėjo pateikti, o galiausiai pateikė heliocentrinis. Ši savybė – kartais nutinkantis apsisukimas, kai planeta danguje ima judėti priešinga kryptimi. Štai čia matome Marso kelionę dangumi nuo praeito rugsėjo (dešinėje pusėje) iki gegužės vidurio (kairėje pusėje). Iki gruodžio pradžios jis judėjo iš vakarų į rytus, tada apsisuko ir tris mėnesius judėjo atgal į vakarus, kol vėl apsisukęs pratęsė kelionę rytuosna. Toks regimojo judėjimo pokytis įvyksta, kai Žemė pralenkia Marsą, nes pastarasis aplink Saulę juda lėčiau, nei mūsų planeta. Apsisukimus patiria ir tolimesnės planetos; kiekvienai jie yra vis ilgesni. Labai toli esančios planetos padėtis žvaigždžių atžvilgiu tiesiog svyruotų pirmyn-atgal kas pusmetį.

***

Europos ledas nuolat kinta. Jupiterio palydovą Europą, kaip ir daugelį kitų mėnulių išorinėje Saulės sistemoje, dengia stora ledo pluta. Jau seniai joje pastebėta daugybė dryžių, įtrūkimų ir kitų struktūrų, rodančių, kad ledas greičiausiai nuolat juda ir kinta – grūdasi, plečiasi, galbūt ir tirpsta bei kristalizuojasi. Šviežiai susiformavęs ledas paprastai turi kristalinę struktūrą, o ilgiau pabuvęs Europos paviršiuje ją praranda, nes kosminiai spinduliai bombarduodami suardo tvarkingas jungtis. Pastarasis, vadinamas amorfiniu, ledas pasižymi kitokiomis spektro savybėmis, nei kristalinis. Ankstesni Europos stebėjimai infraraudonųjų spindulių ruože nebuvo pakankamai tikslūs, kad galėtume pasakyti, ar palydovą dengia kristalinis, ar amorfinis ledas. Buvo svarstoma, jog amorfinis ledas turėtų dengti visą paviršių, tačiau po negiliu – mažesniu nei milimetro – jo sluoksniu galėtų slypėti ir dideli kristalinio ledo klodai. James Webb teleskopas klausimą išsprendė: ledo ten esama įvairaus, tačiau dviejuose pietiniuose regionuose gausu kristalinio. Laboratoriniais eksperimentais tyrėjai parodė, kad ledo kristalai ten yra labai jauni, mažiau nei 15 parų senumo. Būtent tiek užtruktų, kad kristalinis ledas virstų amorfiniu, veikiamas Europos paviršių pasiekiančio energingų dalelių srauto. Taigi kažkokie procesai – greičiausiai iš gelmių ateinanti šiluma – pietiniuose Tara ir Powys regionuose nuolat šildo ir tirpdo ledą bei leidžia jam sustingti iš naujo. Visur kitur, o ypač šiaurės pusrutulyje, dominuoja amorfinis ledas. Tuose pačiuose pietiniuose regionuose aptikta ir natrio chlorido (valgomosios druskos), vandenilio peroksido bei – James Webb stebėjimų duomenyse – anglies dvideginio pėdsakų; šios dujos greičiausiai paviršių pasiekia iš kokio nors gilesnio rezervuaro. Tai gali būti net ir vandenynas, esantis 20-30 kilometrų gylyje po pluta. Jei tai tiesa, tuomet Tara ir Powys regionai turėtų tapti pagrindiniu Europos paviršiaus tyrimų taikiniu, nes ten galima būtų daugiausiai sužinoti apie masinančias gelmes. Tyrimo rezultatai publikuojami The Planetary Science Journal.

***

Europos gyvybingumas tolimoje ateityje. Šiuo metu Europą dengia storas ledo sluoksnis, o po juo plyti vandenynas. Saulės šviesa jai teikia apie 25 kartus mažiau energijos, nei Žemei, ir to nepakanka ledui ištirpdyti. Ateityje, kai Saulė artės prie gyvenimo pabaigos, ji virs raudonąja milžine, o šviesis išaugs net kelis tūkstančius kartų. Šio proceso pradžioje bent kurį laiką Europa bus apšviesta panašiai, kaip dabar Žemė, tad jos paviršiaus ledas gali imti garuoti, o vėliau, jei susiformuos atmosfera, paviršių gali padengti atviras vandenynas. Naujame darbe nagrinėjamos šio proceso detalės. Pradžioje tyrėjai išnagrinėjo, kaip vystytųsi Europa, ją apšvietus raudonosios milžinės (taigi raudonesne, nei dabar) šviesa, kurios intensyvumas prilygsta Žemę dabar šildančiai Saulės šviesai. Paaiškėjo, kad poveikis Europos pusrutuliams gerokai skiriasi: į Jupiterį atsuktoje palydovo pusėje ledas turėtų išgaruoti visiškai, o priešingoje – tik ties pusiauju. Taip nutinka todėl, kad artimesnę pusę nuolatos šildo ir nuo Jupiterio atsispindėjusi šviesa, tuo tarpu tolimoji kartais panyra į visišką naktį. Tiesa, Saulei toliau plečiantis galiausiai išgaruotų visas ledas. Įdomu, kad susidaręs vandens garų apvalkalas gali išlikti stabilus bent 200 milijonų metų. Ar tiek laiko pakaktų gyvybei ten užsimegzti? Nežinia. Tačiau jei gyvybė jau egzistuoja (ar egzistuos) po ledu, ji gali prisitaikyti prie pakitusių sąlygų ir tapti matoma dideliu atstumu. Nors Saulės sistemos po septynių milijardų metų stebėti galimybių neturime, šiuo metu žinome ne vieną egzoplanetą, skriejančią aplink raudonąją milžinę. Jos, ar jų mėnuliai, gali būti neseniai tapę tinkamais gyvybei. Tyrėjai apskaičiavo, kad aptikti tokį mėnulį būtų galima matuojant jo tranzitą arba prieš savo planetą, arba prieš raudonąją milžinę, o dar lengviau tą padaryti būtų vėliau, kai žvaigždė jau virto baltąja nykštuke ir sumažėjo daugybę kartų. Tiesa, tuo metu ir jos šviesis sumažėja daugybę kartų, tad gyvybinė zona susitraukia; bet ir ten kartais randama planetų. James Webb bei neilgai trukus darbą pradėsiantis Roman kosminiai teleskopai yra pajėgūs tokius pasaulius aptikti. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Nauja nykštukinė planeta. Saulės sistemos pakraščiai – labai menkai ištirtas erdvės regionas. Ten apstu įvairaus dydžio kūnų, kurie tokie blausūs, kad aptikti juos be galo sudėtinga. Bet kartais visgi pavyksta. Štai 2017 metais pastebėtas taškelis danguje, kuris laikui bėgant pasirodė judąs aplinkinių žvaigždžių atžvilgiu. Dabar, praėjus daugiau nei septyneriems metams, padėties pokyčių užteko orbitos nustatymui ir objekto dydžio įvertinimui: tai beveik neabejotinai yra dar viena nykštukinė planeta. Objektas 2017 OF201 šiuo metu nuo Saulės nutolęs 90,5 astronominio vieneto (AU), arba trigubai toliau, nei Neptūnas. Jo orbita – labai pailga: arčiausiai priartėja mažiau nei per 45 AU, daugiausiai nutolsta virš 1600. Didžiąją dalį orbitos jis būtų per toli nuo Saulės, kad šiandieniniais teleskopais jį pavyktų pamatyti; vos 0,5% laiko, arba apie šimtą metų, jis praleidžia taip arti, kaip dabar, arba arčiau. Tai reiškia, kad panašių objektų Saulės sistemoje gali būti gausybė, tiesiog jų dar nepasisekė pamatyti. Tikėtinas objekto skersmuo siekia apie 700 kilometrų, arba maždaug trečdalį Plutono. Mažiausi objektai, tvirtai įvardijami kaip nykštukinės planetos, yra daugiau nei 900 kilometrų skersmens, tačiau 2017 OF201 yra arti šios ribos. Be to, jo orbita driekiasi Oorto debesyje – regione, iš kurio mus pasiekia daugelis kometų. Ten objektai bendrai paėmus greičiausiai yra mažesni negu artimesniuose pakraščiuose, tad 2017 OF201 tarp jų yra antras didžiausias žinomas objektas. Dar viena šio objekto, tiksliau jo orbitos, savybė įdomi kalbant apie hipotetinės Devintosios planetos paieškas. Apie šios planetos egzistavimą kol kas sprendžiama pagrinde iš kai kurių mažųjų Saulės sistemos kūnų orbitų konfigūracijos: jos visos ištemptos ta pačia kryptimi, tarsi jų judėjimui darytų įtaką nematomas maždaug 5-10 kartų už Žemę masyvesnis kūnas, skriejantis kelių šimtų AU atstumu nuo Saulės. 2017 OF201 orbita patenka į regioną, kuriam įtaką galėtų daryti Devintoji planeta, tačiau jo orbita išsitempusi visai kitaip. Šis faktas, nors ir nežymiai, sumenkina Devintosios planetos egzistavimo tikimybę. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Tolimų planetų atsiradimo kelias. Prie kai kurių žvaigždžių aptinkama planetų, nutolusių šimtus ar net tūkstančius astronominių vienetų – atstumų tarp Žemės ir Saulės. Net ir Saulės sistemos pakraštyje, kelių šimtų AU atstumu, galimai skrieja 5-10 kartų už Žemę masyvesnė planeta (nors jos egzistavimas ir kelia abejonių – žr. naujieną aukščiau). Protoplanetiniai diskai, iš kurių planetos formuojasi, irgi gali driektis tūkstančius AU, tačiau jų pakraščiuose medžiagos tankis labai mažas ir jo toli gražu nepakanka užauginti planetoms. Tuomet kaip tokios planetos atsiranda? Dabar pasiūlytas tikėtinas atsakymas: jas ten nuneša migracija pačioje sistemos jaunystėje. Tyrimo autoriai suskaičiavo tūkstančius modelių, kuriuose žvaigždės ir planetų sistema patalpinta jaunų žvaigždžių spiečiuje. Būtent tokia aplinka būdinga jaunoms žvaigždėms pirmus kelis ar keliasdešimt milijonų metų po susidarymo, nes žvaigždės formuojasi grupėse su bent šimtais seserų. Daugelyje modelių pastebėta panaši tendencija: planetų tarpusavio sąveikos vienos ar kelių planetų orbitas ištempdavo į labai pailgas, o vėliau sąveika su aplinkinėmis žvaigždėmis tas orbitas vėl grąžindavo į artimesnę apskritiminei formą. Taip planetos orbita gali labai nutolti nuo žvaigždės. Žinoma, toks scenarijus veikia tikrai ne visada. Štai sistemose, panašiose į Saulės, planetų išmetimas į pailgas orbitas nutinka 10-40% atvejų, o iš šių planetų tik 5-10% išsilaiko pririštos prie žvaigždės iki gimtajai grupei išsisklaidant. Daugeliui kitų sistemų, pavyzdžiui tokių, kur visos planetos panašios į Uraną ir Neptūną arba kur žvaigždė yra dvinarė, šie skaičiai dar mažesni. Apskritai tyrėjai daro išvadą, kad tolimą planetą turėtų turėti maždaug viena iš tūkstančio žvaigždžių Paukščių Take – neypatingai daug, tačiau pakankamai, kad paaiškintų iki šiol aptiktą jų skaičių. Ar Saulė tikrai turi tolimą planetą, šie rezultatai atsakyti negali, tačiau tikimybė irgi atrodo nemaža. Ji labai priklauso nuo to, ar du svarbūs sistemos formavimosi etapai įvyko iki išsisklaidant gimtajai žvaigždžių grupei, ar jau po to. Pirmasis etapas – Urano ir Neptūno augimas; antrasis – didžiųjų planetų migracijos sukeltas orbitų nestabilumas. Šiuo metu manoma, kad abu reiškiniai įvyko gana anksti, tad ir tolimos planetos egzistavimas atrodo įmanomas. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Astronomy.

***

Pirmas radijo-rentgeno žybsniukas. Prieš keletą metų astronomai aptiko netikėtą radijo bangų šaltinį. Jis kito panašiai kaip pulsaras, tačiau daug ilgesniu – keliolikos minučių – periodu. Radijo pulsai irgi truko daug ilgiau, nei pulsarų – keliasdešimt sekundžių ar net keletą minučių. Šie ilgo periodo trumpalaikiai šaltiniai (angl. Long-period transients, LPT), kurių iki šiol atrasta tik dešimt, kol kas lieka paslaptingi. Dabar paslaptis dar pagilėjo: vienas iš jų, pasirodo, žybsi ir rentgeno spindulių ruože. Objektas ASKAP J1832-0911 aptiktas pernai radijo teleskopų masyvu ASKAP, esančiu Australijoje. Šis masyvas gali vienu metu stebėti didelę dangaus dalį, tad puikiai tinka tokių retų objektų paieškai. Taip sutapo, kad į dangaus plotelį, kuriame aptiktas šaltinis, tuo metu žvelgė ir Chandra kosminis rentgeno spindulių teleskopas. Chandra duomenyse pulsavimas irgi aptiktas. Tiek jo periodas – 44 minutės, – tiek žybsnio trukmė – apie minutę – idealiai atitiko radijo žybsnių savybes. Tai kol kas vienintelis LPT, aptiktas rentgeno spindulių ruože. Kas galėtų sukelti rentgeno ir radijo žybsnius vienu metu, neaišku. Tyrimo autoriai iškelia porą hipotezių: seno magnetaro arba ypatingai įmagnetintos baltosios nykštukės. Magnetarai yra neutroninės žvaigždės su išskirtinai stipriu magnetiniu lauku, kuris irgi gali sukelti žybsnių. Tačiau jauni magnetarai nuolat skleidžia rentgeno spindulius, kuriuos Chandra turėtų aptikti ir tarp žybsnių, bet tokio aptikimo nebuvo. Tuo tarpu seni magnetarai, kurių amžius viršija pusę milijono metų, neturėtų taip ryškiai žybsėti. Baltoji nykštukė, skriejanti trumpa orbita dvinarėje sistemoje, gali skleisti radijo ir rentgeno pulsus, tačiau žinomų tokių sistemų pulsų energija yra apie 10 milijonų kartų menkesnė, nei ASKAP J1832-0911. Tam, kad toks objektas galėtų skleisti stebimus žybsnius, jo magnetinio lauko stiprumas turėtų būti gerokai aukštesnis, nei bet kurios Galaktikoje aptiktos baltosios nykštukės. Taigi atrodo, kad artėjame prie dar vieno proveržio supratime apie kosminių spinduliuotės šaltinių įvairovę. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature.

***

Vidutinių juodųjų skylių paieškos. Astronomai juodąsias skyles skirsto pagal masę. Žvaigždinės yra tos, kurių masės palyginamos su žvaigždžių – nuo maždaug penkių iki maždaug 50, gal 100, Saulės masių. Jos ir atsiranda mirštant masyvioms žvaigždėms. Supermasyvios randamos beveik visų galaktikų centruose, jų masės prasideda nuo milijono, gal kiek mažiau, Saulės masių, o didžiausios viršija 40 milijardų. Jų kilmė iki galo neišaiškinta. Tarp šių intervalų driekiasi tarpinės masės juodųjų skylių zona, o jų nei kilmė, nei egzistavimas nėra iki galo aiškūs. Nors randama įvairių požymių, kad tarpinės – tūkstančių ar dešimčių tūkstančių Saulės masių – juodosios skylės gali egzistuoti kai kuriuose kamuoliniuose žvaigždžių spiečiuose, o gravitacinių bangų signalai lyg ir atskleidžia 100-200 Saulės masių juodųjų skylių egzistavimą, kol kas šie objektai išlieka labai mįslingi. Keli nauji tyrimai stengiasi paslaptį praskleisti. Pirmajame iš naujo analizuojami dalis LIGO, Virgo ir Kagra detektorių surinktų duomenų. Visi trys detektoriai, dažnai įvardijami santrumpa LVK, gravitacinių bangų ieško panašiu principu – fiksuodami ypatingai menkus ilgų vamzdžių ilgio pokyčius, pro šalį judant gravitacinei bangai. Duomenys apdorojami automatiškai, tačiau naujojo tyrimo autoriai pritaikė geresnius algoritmus, kuriuose įtraukiama skirtingų gravitacinių bangų harmonikų (overtonų) įtaka signalui. Analizei pasirinkta 11 signalų su didžiausiomis automatiškai identifikuotomis masėmis. Tarp jų penkiais atvejais nustatyta juodosios skylės masė po susijungimo yra 110-350 Saulės masių ir tikrai patenka į tarpinės masės juodųjų skylių intervalą. Be to, dviem atvejais juodosios skylės prieš susijungimą buvo masyvesnės nei 120 Saulės masių, o vienu atveju pateko į 60-120 Saulės masių intervalą. Šis intervalas vadinamas „porinio nestabilumo masės tarpu“ – manoma, kad žvaigždės, kurios galėtų mirdamos suformuoti tokios masės juodąsias skyles, iš tikro to nepadaro, nes sprogdamos visiškai išnyksta. Tai greičiausiai reiškia, kad šios juodosios skylės susiformavo ankstesnio susiliejimo metu.

Kituose dviejuose tyrimuose analizuojama gravitacinių bangų signalo evoliucija per keletą metų iki susiliejimo. LVK gali fiksuoti tik paskutines kelias poros gyvavimo sekundes – ankstesni signalai yra pernelyg žemo dažnio ir pernelyg silpni. Tačiau po maždaug dešimties metų darbą turėtų pradėti kosminis gravitacinių bangų detektorius LISA, kuris bus jautrus tūkstančius kartų žemesniam bangų dažniui. LISA aptiktą juodųjų skylių porą vėliau – po metų ar kelių – bus galima aptikti LVK. Ryšys tarp šių dviejų signalų – dažnio kitimas, trukmė tarp aptikimų ir panašios savybės – leis ne tik patikrinti teorinius modelius apie juodųjų skylių susiliejimą, bet ir suteiks gausybę žinių apie jų kosminę aplinką. Šiuo metu nežinome, ar juodųjų skylių poros dažniau jungiasi žvaigždžių spiečiuose, ar prie pat galaktikų centrų, ar neišskirtinėse galaktikų vietose, tačiau nuo aplinkos gali priklausyti susijungimo trukmė, kurią ir atskleis jungtiniai stebėjimai. Dar viena detalė, kurią jie gali atskleisti – po susidūrimo įvykstančio juodosios skylės „paspyrimo“ savybės. Paspyrimas yra bendrosios reliatyvumo teorijos prognozė, kad besijungdamos juodosios skylės gravitacines bangas spinduliuoja ne sferiškai simetriškai, todėl susijungimo produktas – masyvesnė juodoji skylė – gali būti išsviestas į šalį net ir didesniu nei 1000 km/s greičiu. Tyrėjai apskaičiavo, kad apjungus LVK, LISA ir dar vieną detektorių bus galima identifikuoti labiausiai tikėtiną paspyrimo kryptį ir netgi greitį. Tai leis vykdyti tolesnius stebėjimus, ieškant judančio susijungimo produkto pėdsakų aplinkinėje erdvėje.

Tiek LVK, tiek LISA stebėjimai reikalauja beprecedenčio tikslumo – kartais jis palyginamas su atomo skersmens eilės pokyčiais atstume tarp Saulės ir Žemės. Nenuostabu, kad triukšmas – įvairiausi nepageidaujami signalai – gali labai lengvai užgožti mus dominantį signalą. Taigi tyrėjai sukūrė mašininio mokymo algoritmą, kuris gali atskirti signalą nuo triukšmo, įskaitant tokį triukšmą, kuris atrodo panašiai į pavienius signalo elementus. Patikrinę algoritmą su dviem tikrais signalais jie parodė, kad įvairūs tikėtini trukdžiai ir triukšmo šaltiniai yra įveikiami. Tai bus labai svarbu analizuojant ketvirtojo LIGO (ir antrojo LVK tinklo) stebėjimų etapo duomenis; šie stebėjimai pradėti 2023 metais, šiuo metu sustabdyti, bet vėl bus pradėti po kelių dienų ir tęsis iki spalio ar lapkričio. Tada detektoriai vėl bus sustabdyti atnaujinimams, o penktąjį stebėjimų etapą numatoma pradėti 2027 metais. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal Letters (LIGO-Virgo juodosios skylės) ir The Astrophysical Journal (LISA perspektyvos, kinematikos signalų prognozė ir signalo išskyrimas triukšme).

***

Hablo įtampa – iliuzija? Jau beveik dešimtmetį astronomams ramybės neduoda problema, vadinama Hablo įtampa. Ji susijusi su Hablo parametro, nusakančio Visatos plėtimosi spartą, matavimais. Du pagrindiniai metodai duoda rezultatus, kurie statistiškai reikšmingai skiriasi vienas nuo kito. Pagal pirmąjį, paremtą kosminės foninės spinduliuotės netolygumų dydžiais, šiandieninė Visatos plėtimosi sparta turėtų būti maždaug 67 kilometrai per sekundę vienam megaparsekui (tai reiškia, kad už 10 megaparsekų esanti galaktika nuo mūsų tolsta 670 km/s greičiu). Antrasis, pagrįstas galaktikų atstumų ir judėjimo greičio matavimais, duoda didesnį rezultatą – maždaug 74 km/s/Mpc, bent jau pagal vienos iš svarbiausių tyrėjų grupių paskutinius rezultatus. Bet šio metodo taikymas kelia daug įvairių iššūkių, o jo rezultatai galimai priklauso nuo padarytų prielaidų. Dabar kita mokslininkų grupė perskaičiavo šiuo metodu gaunamus rezultatus ir gavo daug mažesnę Visatos plėtimosi spartos vertę. Norėdami išmatuoti Hablo parametrą, remdamiesi aplinkinėmis (na, įskaitant ir gigaparsekus nutolusiomis) galaktikomis, turime gerai išmatuoti tiek jų judėjimo greitį, tiek atstumą. Greitį išmatuoti palyginus paprasta, nes galaktikos spektro poslinkis į raudonąją pusę iškart leidžia apskaičiuoti, kaip sparčiai jos tolsta. O štai su atstumu keblumų netrūksta. Tolimų galaktikų nuotoliai matuojami pagal Ia tipo supernovas – žvaigždžių sprogimus, kurie visi pasiekia beveik identišką maksimalų šviesį. Taip, išmatavę regimąjį šviesį, galime nustatyti ir atstumą, nes kuo objektas toliau, tuo atrodo blausesnis. Bet koks tas maksimalus šviesis? Jam nustatyti reikia kalibracijos – bent kelių galaktikų, kuriose matome Ia tipo supernovas ir kurių atstumus apskaičiuoti galime kokiu nors kitu būdu. Čia pagrindiniai būdai yra du – kintančių žvaigždžių Cefėidžių matavimai ir raudonųjų milžinių sekos viršūnės identifikavimas. Cefėidžių maksimalus šviesis glaudžiai susijęs su kitimo periodu, o šviesiausios raudonosios milžinės irgi pasiekia maždaug vienodą ryškį. Naujojo tyrimo autoriai būtent šią kalibraciją ir atnaujino, pasitelkę naujausius James Webb stebėjimus, bei pridėję dar vieną, kiek retesnį, kalibravimo metodą, paremtą kita, vėlesne už raudonosios milžinės, žvaigždžių evoliucijos stadija. Jų gaunamas rezultatas – Ia tipo supernovos yra truputį ryškesnės, nei manyta anksčiau, tad Hablo parametras – truputį mažesnis: apie 70 km/s/Mpc. Šio rezultato formali paklaida praktiškai apima ir foninės spinduliuotės matavimais paremtą vertę. Taigi Hablo įtampa, jei ir ne visai išnyksta, gerokai sumažėja. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal.

***

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

Laiqualasse