Ledo kosmose yra daugiau, nei galėtume pagalvoti – jo nemažai net ir Mėnulyje ir Marse, o ką kalbėti apie tolimesnius Saulės sistemos regionus. Štai Jupiterio palydovo Europos ledas, pasirodo, kai kur yra gazuotas, o tai pakeičia jo sąveiką su energingais kosminiais elektronais. Marso ledynai, panašu, sudaryti iš gana gryno vandens ledo, kurį dengia nestoras dulkių sluoksnis. Kalbant apie dulkes, galaktikose jos gali uždengti įdomius reiškinius, tokius kaip žvaigždžių suardymai skrendant pro supermasyvias juodąsias skyles. Bet nuo James Webb infraraudonųjų akių pasislėpti nepavyksta. Kitose naujienose – Mėnulio magmos vėsimas, blausi Betelgeizės palydovė ir labai pirmykštė galaktika. Gero skaitymo!

***

Daugybė dirbtinių Žemės palydovų seniai baigė savo darbą. Kartais kai kurie iš jų netikėtai „nubunda“ ir vėl ima skleisti signalus. Apie tokius palydovus-zombius pasakoja John Michael Godier:

***

Mėnulio paviršiaus apsauga nuo Saulės vėjo. Mėnulį gaubia plonytis dujų sluoksnis – egzosfera. Tokie nepastovūs dujų apvalkalai susidaro dėl dviejų pagrindinių procesų: smulkių meteoroidų smūgių ir Saulės vėjo. Pastarąjį sudaro jonai, kurie bombonduoja dangaus kūnų paviršių ir išmeta atomus bei molekules į kosmosą. Kol kas buvo neaišku, kuris iš šių procesų svarbesnis Mėnulio egzosferos formavimuisi, nes trūko tikslių eksperimentinių duomenų. Dabar tyrėjai pirmą kartą tiesiogiai išmatavo, kaip Saulės vėjo jonai eroduoja tikrą Mėnulio gruntą. Eksperimente panaudotas Apollo 16 misijos metu surinktas Mėnulio dulkių pavyzdys. Mokslininkai apšaudė jį vandenilio ir helio jonais Saulės vėjui būdingais greičiais. Bandymai atskleidė netikėtą faktą: Saulės vėjo erozijos efektyvumas yra iki dešimt kartų mažesnis nei prognozavo ankstesni modeliai. Šis dramatiškas skirtumas atsiranda dėl dviejų anksčiau nepakankamų įvertintų veiksnių: Mėnulio paviršiaus šiurkštumo ir porėtos regolito struktūros. Mėnulio paviršius mikroskopiniu lygmeniu nėra lygus, o kaip tik labai šiurkštus ir pilnas smulkių kraterių bei tuštumų. Tokia tekstūra veikia kaip natūrali apsauga nuo Saulės vėjo, nes jonai patenka į smulkias duobutes arba smūgiuoja į paviršių tokiais kampais, kurie sumažina jų eroziją sukeliantį poveikį. Regolito porėtumas dar labiau sumenkina išmetamos medžiagos kiekius. Abiejų efektų derinys padaro eroziją praktiškai nepriklausomą nuo Saulės aukščio virš horizonto. Tai reiškia, kad apsauginis efektas vienodai veikia visame Mėnulio paviršiuje. Tyrėjai taip pat sukūrė trimačius Mėnulio paviršiaus modelius, įskaitant tarpus tarp dulkių grūdelių, kurių rezultatai praktiškai sutapo su eksperimentais. Šie rezultatai keičia supratimą apie tai, kaip Mėnulis praranda medžiagą į kosmosą: pagrindinis egzosferos medžiagos šaltinis greičiausiai yra meteoroidų smūgiai, o ne Saulės vėjo erozija. Tyrimo rezultatai publikuoti Communications Earth & Environment.

***

Mėnulio magma šalo lėtai. Mėnulis susiformavo prieš maždaug 4,5 milijardo metų iš didžiulio susidūrimo nuolaužų. Nenuostabu, kad jaunystėje jame buvo gausybė ugnikalnių. Dabar jų seniai nebelikę. Tai irgi nestebina: palyginus su Žeme, Mėnulis yra gerokai mažesnis, todėl turėjo atvėsti daug greičiau. Ilgą laiką manyta, kad vulkanizmas ten praktiškai baigėsi prieš 3 milijardus metų. Tačiau Kinijos Chang’e 5 misijos surinkti bazalto mėginiai rodo, kad vulkaninė veikla tęsėsi bent milijardu metų ilgiau. Šie mėginiai yra jauniausi kada nors Mėnulyje surinkti vulkaninių uolienų pavyzdžiai. Dabar mokslininkai išnagrinėjo šių bazaltų cheminę sudėtį ir nustatė, kaip tokia ilga vulkaninė veikla buvo įmanoma. Tyrėjai atliko aukšto slėgio ir temperatūros eksperimentus bei sumodeliavo skirtingų uolienos agregatinių būsenų pusiausvyrą. Bandymai  parodė, kad Chang’e 5 bazaltų motininė magma susiformavo palyginus negiliai – 75-130 kilometrų po Mėnulio paviršiumi. Izotopiniai tyrimai parodė, kad šioje magmoje nebuvo KREEP rezervuaro elementų. KREEP santrumpa reiškia kalį (K), retųjų žemių elementus (REE) ir fosforą (P) – cheminių elementų rinkinį, kuris sustingo vėliausiai, o dėl radioaktyvių elementų gausos generuoja nemenką šilumą. KREEP esama Mėnulio paviršiuje, ypač regione Audrų vandenyno šiaurėje, arti Chang’e 5 nusileidimo vietos. Šių elementų nebuvimas bazaltuose reiškia, kad KREEP išsidėstę tik Mėnulio plutoje ar pačiame mantijos paviršiuje, o ne gilesniuose regionuose, kur formavosi ir minėtieji bazaltai. Taigi mantija, kurioje formavosi Chang’e 5 aptikti bazaltai, greičiausiai buvo šildoma nuo viršaus. Toks viršutinių sluoksnių šildymas galėjo palaikyti magmos formavimąsi negiliuose regionuose net ir praėjus milijardams metų po Mėnulio susidarymo. Šis modelis kardinaliai keičia supratimą apie Mėnulio vėsimo procesus. Anksčiau manyta, kad jis vėso iš viršaus žemyn, t.y. pirmiausia sustingo pluta, o gilesni sluoksniai išliko skysti ar minkšti ilgiau, o dabar paaiškėja, kad viršutiniai sluoksniai, šildomi radioaktyvių elementų, galėjo kaip tik ilgiau išlikti skysti. Šie rezultatai svarbūs ne tik Mėnulio geologijos supratimui, bet ir kitų nedidelių dangaus kūnų tyrimams, mat jų evoliucijos istorija gali būti panašesnė į Mėnulio, nei manyta anksčiau. Tyrimo rezultatai publikuoti Science Advances.

***

Marso ledynai grynesni nei tikėtasi. Vidurinėse Marso platumose, tarp 30 ir 50 laipsnių abiejuose pusrutuliuose, ant kalnų ir kraterių šlaitų galima pamatyti tarsi Saulės įkaitinto medaus nuošliaužų. Iš tiesų tai yra beveik sustingę laike ledynai, vadinami išlenktomis nuolaužų nuošliaužomis (angl. Lobate debris apron, LDA). Juos dengia plonas dulkių ir uolienų sluoksnis. O kas slypi giliau? Iki šiol nebuvo aišku, ar LDA sudaro daugiausiai uolienos su nedideliu kiekiu ledo (30 procentų), ar beveik grynas vandens ledas su dulkių dangalu. Abu ledynų tipai egzistuoja ir Žemėje. Pastaraisiais metais buvo nustatyta, jog keletas LDA greičiausiai yra antrojo tipo, tačiau nebuvo sistematiškų tyrimų. Dabar mokslininkai, analizuodami penkių skirtingų vietų Marse duomenis, parodė, kad visi tirti LDA susideda iš daugiau nei 80 procentų vandens ledo. Tyrėjai panaudojo SHARAD (SHAllow RADar) prietaiso, įmontuoto Mars Reconnaissance Orbiter zonde, duomenis ir apskaičiavo du pagrindinius LDA parametrus: dielektrinę skvarbą ir nuostolių tangentą. Dielektrinė skvarba rodo, kaip greitai radaro bangos sklinda per medžiagą, o nuostolių tangentas – kaip greitai energija medžiagoje išsisklaido. Šie parametrai leidžia nustatyti ledo ir uolienų santykį ledyne, po dulkių sluoksniu, kuris neleidžia pažvelgti į ledyną tiesiogiai, plika akimi ar regimųjų spindulių fotoaparatu. Penkios tirtos vietos buvo pasklidusios po visą planetą, tačiau paaiškėjo, kad visų jų LDA savybės beveik identiškos: visuose dulkės dengia beveik gryno vandens ledo sankaupas. Tai reiškia, kad šie ledynai formavosi panašiomis klimato sąlygomis, arba per vieną, arba per kelis labai panašius apledėjimo laikotarpius. Juos galėjo lemti specifinės Marso orbitos savybės – planetos orbita kinta kelių dešimčių tūkstantmečių intervalais. Labai panašios pasirodė ir visų penkių regionų dulkių dangalo savybės. Šis atradimas svarbus dėl dviejų priežasčių. Pirma, jis padės geriau suprasti Marso klimato istoriją. Antra, jis reikšmingas planuojant žmonių misijas į Raudonąją planetą, nes LDA yra lengvai prieinami vandens ledo rezervuarai vidurinėse platumose. Tyrimo rezultatai publikuoti Icarus.

***

Gazuotas Europos ledas gamina peroksidą. Europa yra vienas iš keturių didžiųjų Jupiterio palydovų. Žinomiausia jo savybė – vandenynas, kurį dengia storas ledo sluoksnis. James Webb teleskopo stebėjimai atskleidė netikėtą vandenilio peroksido (H₂O₂) pasiskirstymą palydovo paviršiuje – didžiausia koncentracija aptikta šiltesniuose pusiaujo regionuose, ypač chaotiškuose Tara ir Powys regionuose. Tai prieštarauja ankstesniems laboratoriniams tyrimams, kurie rodė, jog kosminiai spinduliai, veikdami vandens ledą, efektyviau peroksidą formuoja esant žemesnėms temperatūroms. Mįslės sprendimas greičiausiai susijęs su anglies dvideginiu (CO₂): šių dujų Europoje daugiau aptikta ten pat, kur aukštesnė peroksido koncentracija. Greičiausiai dvideginis kyla iš gelmių per ledo plutos įtrūkimus, būdingus chaotiškiems regionams. Dabar mokslininkai atliko eksperimentus, siekdami išsiaiškinti, ar CO₂ gali paveikti vandenilio peroksido susidarymą lede. Laboratorijoje tyrėjai sukūrė sąlygas vakuumo kameroje, panašias į Europos paviršių. Tada paruošę vandens ledo mėginius su skirtingais CO₂ kiekiais apšaudė juos aukštos energijos elektronais 70 ir 100 kelvinų (maždaug -200 ir -170 Celsijaus laipsnių) temperatūrose. Elektronų energija daugmaž atitiko kosminių spindulių energiją Europos aplinkoje, o dvi pasirinktos temperatūros – ašigalinių ir pusiaujinių Europos regionų sąlygas. Eksperimentai atskleidė, kad net mažyčiai, 3% nesiekiantys, CO₂ kiekiai reikšmingai padidina vandenilio peroksido susidarymą Europos paviršiui būdingose temperatūrose. Tiesa, esant aukštesnėms anglies dvideginio koncentracijoms, peroksido gamyba toliau nestiprėja. Tyrėjai nustatė konkrečius mechanizmus, kuriais CO₂ skatina peroksido sintezę, ir apskaičiavo H₂O₂ susidarymo bei irimo parametrus skirtingoms CO₂ koncentracijoms. Šis atradimas ne tik paaiškina keistą peroksido pasiskirstymą Europoje, bet ir atskleidžia galimą cheminį ciklą: medžiagos, kylančios iš palydovo vandenyno per ledo plutos įtrūkimus, patenka į Jupiterio magnetosferos dalelių bombardavimo zoną ir formuoja oksidatorius, tokius kaip vandenilio peroksidas. Šie junginiai per ilgą laiką gali grįžti atgal į vandenyną, kur sąveikaudami su redukuojančiomis medžiagomis iš jūros dugno gali išskirti cheminę energiją. Ši energija būtų labai svarbi galimos gyvybės palaikymui. Panašūs procesai gali vykti ir kituose lediniuose palydovuose, tokiuose kaip Ganimedas ar Plutono Charonas, kur taip pat aptiktas vandenilio peroksidas kartu su anglies dvideginiu. Tyrimo rezultatai publikuoti The Planetary Science Journal.

***

Patvirtinta Betelgeizės palydovė. Betelgeizė yra artimiausia raudonoji supermilžinė; jos spindulys maždaug 700 kartų viršija Saulės. Ši Oriono žvaigždyno pažiba, viena ryškiausių nakties dangaus žvaigždžių, jau tūkstantmečius atkreipia žmonių dėmesį savo kintančiu šviesu: jos ryškumas svyruoja maždaug 400 dienų periodu. Kurį laiką žinomas ir ilgesnis, šešerių metų ryškio pokyčių ciklas. Pastarojo periodo prigimtis ilgą laiką buvo mįslė, nes įprastos žvaigždžių pulsacijų teorijos jo paaiškinti negalėjo. Prieš keletą metų mokslininkai iškėlė hipotezę, kad šį periodinį šviesio kitimą sukelia žvaigždė kompanionė. Dabar astronomai pirmą kartą tiesioginiu stebėjimu patvirtino tokios palydovinės žvaigždės egzistavimą. Tyrėjai panaudojo Gemini North teleskopo instrumentą ‘Alopeke (havajiečių kalba tai reiškia lapę), kuris gali fotografuoti dangų labai trumpomis ekspozicijomis ir taip išvengti Žemės atmosferos sukeliamų iškraipymų. 2020 metais, kai Betelgeizė buvo neįprastai stipriai pritemusi palydovė neaptikta. To ir tikėtasi, nes prognozės teigė, kad tuo metu palydovė turėjo būti tiesiai už Betelgeizės. 2024 metais palydovė turėjo būti toliausiai dangaus skliaute nuo didžiosios žvaigždės. Ir tikrai – ji užfiksuota 52 lanko milisekundžių atstumu. Tiek atstumas, tiek palydovės kryptis – 115 laipsnių azimuto kampas į šiaurės rytus – puikiai atitinka prognozes. Palydovė maždaug 250 kartų blausesnė už Betelgeizę. Jos masė apie pusantro karto viršija Saulės; ši žvaigždė per 10 milijonų sistemos gyvenimo metų dar nepradėjo vykdyti termobranduolinių reakcijų. Vieniša tokia žvaigždė gyvuotų bent porą milijardų metų, tačiau naujai atrastosios likimas daug dramatiškesnis. Jos orbitos spindulys siekia tik keturis astronominius vienetus, bet Betelgeizė yra tokia didelė, kad palydovė skrieja jos atmosferos išorinėje dalyje. Stipri potvyninė sąveika per artimiausius 10 tūkstančių metų privers palydovę įkristi gilyn į didžiąją žvaigždę ir joje sudegti. Šis atradimas yra pirmas kartas, kai prie supermilžinės aptikta tokia artima kompanionė. Juo buvo kaip niekad gerai išnaudotos Gemini teleskopo galimybės, o ateityje panašų metodą bus galima taikyti ir kitų kintančių žvaigždžių analizei. Tyrimo rezultatai publikuoti The Astrophysical Journal Letters.

***

Kaip jau spėjome įprasti, James Webb teleskopo nuotraukos stulbina savo grožiu ir detalumu. Čia matome dar vieną tokį pavyzdį. Apepo ūkas – dviejų žvaigždžių mirties šokis, spiralėmis tolyn į kosmosą nusidriekiantys dujų srautai. Naujojoje nuotraukoje matyti ne tik spiralės, bet ir kitokie dujų ir dulkių srautai, kurie padeda mokslininkams susigaudyti, kaip dvi mirštančios žvaigždės nusimeta medžiagą ir sąveikauja tarpusavyje.

***

Potvyniniai suardymai dulkėtose galaktikose. Potvyninio suardymo įvykiai (angl. Tidal disruption events, TDE) nutinka, kai supermasyvi juodoji skylė galaktikos centre sudrasko pro šalį lekiančią žvaigždę. Skylės gravitacija, veikianti priešingas žvaigždės puses, yra tokia skirtinga, kad susidaranti vadinamoji potvynio jėga įveikia pačios žvaigždės gravitacinio ryšio jėgą. Per pastaruosius tris dešimtmečius astronomai aptiko apie šimtą tokių įvykių. Daugiausiai jie matomi rentgeno ir regimųjų spindulių ruožuose palyginus nedulkėtose galaktikose. Visgi didelė dalis TDE galėjo likti nepastebėti, nes daugelyje galaktikų dulkės gali užgožti tokius signalus. Pačios dulkės, sugėrusios spinduliuotę, ją perspinduliuoja infraraudonajame ruože. Dabar mokslininkai pirmą kartą panaudojo James Webb teleskopą keturių įtariamų TDE dulkėtose galaktikose tyrimui. Visose galaktikose jau anksčiau buvo aptikti staigūs infraraudonosios spinduliuotės sustiprėjimai, tačiau ankstesni prietaisai neleido identifikuoti tikslaus jų šaltinio. Webb spektroskopiniai stebėjimai atskleidė aiškius juodųjų skylių akrecijos pėdsakus – stipriai jonizuotų dujų emisijos linijas, kurias gali sukurti tik medžiagos kritimas į juodąją skylę. Ypač svarbios tarp jų buvo neono jonų spektrinės linijos, kurias gali sukurti tik energingas medžiagos judėjimas prie juodųjų skylių. Kita svarbi detalė – silikatų spinduliuotė 10 ir 18 mikrometrų bangos ilgio šviesa. Tai yra dulkių skleidžiami spinduliai, o jų šaltiniai – dulkių telkiniai – šiose keturiose galaktikose pasirodė pasiskirstę gerokai kitaip, nei aktyviose galaktikose. Pastarosiose daug dulkių randama riestainio pavidalo telkinyje aplink juodąją skylę, o keturiose tirtose dabar dulkės yra pasklidusios plačiai ir daug retesnės. Tai įrodo, kad šios galaktikos anksčiau nebuvo aktyvios, o dabartinis suaktyvėjimas neabejotinai yra žvaigždės suardymo pasekmė. Šie rezultatai parodo James Webb teleskopo galimybes aptikti anksčiau paslėptus TDE; artimiausiu metu tyrėjai tikisi gauti teleskopo laiko dar aštuonių panašių kandidatų stebėjimams. Gautos žinios leis geriau suprasti skirtingų juodųjų skylių aplinkų savybes. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal Letters.

***

Žvaigždė išgyveno potvyninį suardymą. Potvyninio suardymo įvykio (TDE, žr. praeitą naujieną) metu žvaigždė dažniausiai visiškai sunaikinama. Pusė jos medžiagos įkrenta į juodąją skylę, o pusė išmetama į kosmosą. Krentanti medžiaga formuoja akrecinį diską ir išskiria milžinišką energijos kiekį, kurį astronomai stebi kaip ryškų žybsnį, trunkantį kelias savaites ar mėnesius. Dažniausiai žybsnis matomas rentgeno spindulių ruože – būtent taip turėtų spinduliuoti medžiaga, skriejanti labai arti juodosios skylės įvykių horizonto. Tačiau prieš maždaug dešimtmetį aptiktas naujas TDE tipas – regimųjų-ultravioletinių spindulių žybsniai. Kai kurios jų savybės visiškai atitinka rentgeno TDE, tačiau bendras ryškumas ir temperatūra mažesni, o spinduliuojančio regiono spindulys – daug didesnis. Iš kitos pusės, statistinė analizė aiškiai rodo, kad šie žybsniai „prisiliečia“ prie juodosios skylės įvykių horizonto. Iki šiol nei vienas teorinis modelis nepajėgė paaiškinti visų šių keistų savybių. Dabar mokslininkai patvirtino, jog bent vienas toks žybsnis nutiko tada, kai žvaigždė išgyveno susidūrimą su juodąja skyle ir grįžo antrą kartą. Įvykis AT2022dbl pasireiškė ryškiu žybsniu 2022 metais, o pernai, po 700 dienų, toje pačioje vietoje astronomai užfiksavo beveik identiško intensyvumo ir spektro žybsnį. Mokslininkai atmetė gravitacinio lęšiavimo ir dviejų nepriklausomų susidūrimų galimybes – duomenys aiškiai rodo, kad tą pačią žvaigždę du kartus paveikė juodoji skylė. Tai reiškia, kad pirmojo praskriejimo metu žvaigždė buvo suardyta tik iš dalies, išlaikė didžiąją dalį savo masės ir toliau skriejo (gal kiek pakitusia) orbita aplink juodąją skylę. Po beveik dvejų metų ji vėl priartėjo pakankamai arti, kad būtų paveikta antrą kartą. Šis atradimas keičia supratimą apie potvyninius suardymus. Gali būti, kad daugelis ar net visi optinio-ultravioletinio ruožo TDE iš tiesų yra daliniai, o ne pilni žvaigždžių suardymai. Tai paaiškintų, kodėl stebimi žybsniai yra daug silpnesni nei teoriškai prognozuojami, kai žvaigždė sunaikinama visiškai. Antra galimybė – daliniai ir pilni suardymai sukelia praktiškai vienodai atrodančius žybsnius, ko anksčiau nebuvo tikimasi. Bet kuriuo atveju reikės iš naujo apmąstyti teorinius modelius, aiškinančius optinio-ultravioletinio ruožo TDE savybes ir prognozuojančius jų dažnumą. Tyrėjai tikisi 2026 metų pradžioje, praėjus dar vienoms 700 dienų, stebėti trečią žybsnį, kuris galėtų patvirtinti, ar antrasis susidūrimas taip pat buvo dalinis. Tyrimo rezultatai publikuoti The Astrophysical Journal Letters.

***

Nykštukinių galaktikų dujų apykaita. Nykštukinėmis vadinamos galaktikos, kurių bendra masė neviršija maždaug dešimtadalio Paukščių Tako, arba 100 milijardų Saulės masių. Tam tikra prasme jos yra didžiųjų galaktikų statybiniai blokai. Tarpgalaktinės dujos į šias galaktikas, priešingai nei į dideles, turėtų kristi šaltais srautais, tačiau šių procesų tyrimai iki šiol buvo gana riboti. Skaitmeniniuose modeliuose dažniausiai būdavo apsiribojama labai idealizuotomis pradinėmis sistemos konfigūracijomis, arba tai būdavo kosmologiniai modeliai, tiriantys daugelio galaktikų evoliuciją vienu metu, todėl negalintys pasiekti nykštukinėms galaktikoms reikalingos skyros. Dėl to nebuvo aišku, kaip tiksliai vyksta dujų apykaita tarp mažų galaktikų ir jų aplinkos bei kaip tai paveikia žvaigždėdarą. Dabar mokslininkai apjungė kosmologinių ir pavienių galaktikų modelių stipriąsias puses ir atskleidė sudėtingus procesus, vykstančius nykštukinių galaktikų aplinkoje. Paėmę rezultatus iš kosmologinio modelio IllustrisTNG, tyrėjai pagerino jų masės skyrą apie 100 kartų ir suskaičiavo pusantro milijardo metų trukmės nykštukinių galaktikų evoliucijos epizodus skirtingais Visatos raidos etapais.  Modeliuose buvo atsižvelgta į gravitaciją, dujų hidrodinamiką ir šiluminius procesus, cheminės sudėties kitimą bei žvaigždžių ir juodųjų skylių poveikį aplinkai. Paaiškėjo, kad galaktikų raidai labai svarbi sąveika tarp centrinės galaktikos dalies, kur vyksta žvaigždėdara, ir aplinkgalaktinės erdvės (angl. Circumgalactic medium, CGM) maždaug iki 100 kiloparsekų atstumo. Dujų kritimas iš CGM suteikia 20-50 procentų dujų, reikalingų naujoms žvaigždėms formuotis, ir 40-70 procentų visos galaktikos disko masės. Be to, modeliai atskleidė, kad supermasyvios juodosios skylės, ypač ankstyvos Visatos modeliuose, augo epizodiškai, bet kartais jų augimo sparta siekdavo 10 procentų vadinamosios Edingtono ribos, kuri apibrėžia maksimalų teoriškai įmanomą augimo tempą. Šie rezultatai rodo, kad nykštukinės galaktikos nėra izoliuotos sistemos, o aktyviai keičiasi medžiaga su aplinka. Taip pat tyrimai patvirtina, kad jaunoje Visatoje juodosios skylės galėjo augti ganėtinai sparčiai net ir nedidelėse galaktikose – anksčiau to nebuvo tikimasi. Šią prognozę bus galima patikrinti artėjančiais James Webb teleskopo stebėjimais. Tyrimo rezultatai publikuoti The Astrophysical Journal.

***

Raudonieji taškeliai – supermasyvios žvaigždės? Tarp gausybės James Webb teleskopo pažertų atradimų bene įdomiausi, kalbant apie ankstyvą Visatą, yra maži raudoni taškeliai (angl. Little Red Dots, LRD). Jų žinoma daugiau nei 300, o tolimiausius matome iš laikų, tesiekiančių 600 milijonų metų po Didžiojo sprogimo. Iš pradžių buvo manoma, kad tai ankstyvos galaktikos, o raudoną spinduliuotę kuria aktyvūs jų branduoliai. Visgi LRD savybės neatitinka įprastai būdingų aktyviems galaktikų branduoliams: jie neskleidžia rentgeno spindulių, turi plokščią infraraudonųjų spindulių spektrą, o jų šviesis beveik nekinta. Dabar mokslininkai pasiūlė radikaliai kitokį paaiškinimą: LRD gali būti ne galaktikos, o supermasyvios žvaigždės – hipotetiniai dariniai, kurių masės siekia milijoną Saulės masių. Tyrėjai sukūrė detalų supermasyvios žvaigždės atmosferos modelį. Jis atitinka vadinamosios trečiosios populiacijos žvaigždes be sunkesnių už helį elementų. Modeliuota žvaigždė puikiai atkartojo stebimų LRD šviesį ir spektrines savybes, ypač visiems LRD būdingą stiprią vandenilio beta linijos spinduliuotę bei kelių kitų vandenilio spektro linijų absorpciją. Naujajame modelyje šias spektro savybes paaiškina išplėsta tanki fotosfera aplink supermasyvią žvaigždę. Pagal teorinius modelius, tokios žvaigždės galėjo egzistuoti tik ankstyvoje Visatoje. Bendra jų gyvavimo trukmė turėtų būti nuo šimtų tūkstančių iki milijonų metų, tačiau modeliuojama atmosferos struktūra atitinka tik laikotarpį, apimantį kelis tūkstančius metų iki gyvenimo pabaigos. Tai paaiškina, kodėl LRD yra gana reti objektai. Sprogusios supermasyvios žvaigždės sudarė pirmąsias juodųjų skylių užuomazgas. Tai ne vienintelis galimas supermasyvių juodųjų skylių, randamų galaktikų centruose, kilmės paaiškinimas, bet šis – vienas iš rimtesnių. Jis leidžia supermasyioms juodosioms skylėms atsirasti labai anksti kosminėje istorijoje, daug anksčiau nei jos turėtų atsirasti pagal alternatyvius galaktikų evoliucijos modelius. Nors šis modelis dar reikalauja papildomų tyrimų patvirtinimui, jis suteikia vienodą fizinį paaiškinimą visoms LRD savybėms, tuo tarpu galaktikų modeliai reikalauja atskirų mechanizmų emisijos, absorpcijos ir kontinuumo paaiškinimui. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Pirmykštė galaktika patvirtina Didžiojo sprogimo modelį. Didžiojo sprogimo teorija prognozuoja, kad Visatos apyaušryje turėjo egzistuoti galaktikos, susidedančios vien iš vandenilio ir helio, be jokių sunkesnių cheminių elementų. Tokios galaktikos vadinamos pirmykštėmis, nes joms įtakos neturėjo ankstesnės žvaigždžių kartos, kurių susintetinti sunkesni elementai praturtino Visatos cheminę sudėtį. Iki šiol James Webb teleskopas aptiko daugybę ankstyvų galaktikų, tačiau tikrai pirmykštės, neturinčios jokių sunkesnių už helį elementų, kol kas ne. Dabar mokslininkai pranešė apie galaktikos, kuri greičiausiai yra pirmykštė, atradimą. Galaktika AMORE6 aptikta lygiai milijardo metų amžiaus Visatos laikotarpiu. Ją aptikti ir analizuoti padėjo gravitacinis lęšiavimas: arčiau esantis galaktikų spiečius ją paryškino 39-78 kartus ir sukūrė kelis atvaizdus. James Webb teleskopu atlikti spektroskopiniai matavimai parodė vandenilio beta linijos spinduliuotę, tačiau deguonies linijų nerado. Tai rodo ypač žemą metalingumą: sunkesnių už helį elementų ten yra ne daugiau nei 1/500 Saulės vertės. Be to, AMORE6 yra išskirtinai kompaktiška: pusė jos masės telpa vos 4 parsekų spindulio rutulyje. Jos žvaigždžių masė – maždaug 560 tūkstančių Saulės masių, palyginama su gana dideliais šiandieniniais žvaigždžių spiečiais, tačiau mažesnė už beveik visų galaktikų. Šios savybės atitinka tikėtinas pirmykštėje aplinkoje besiformuojančių masyvių žvaigždžių populiacijos charakteristikas. Nors tokios galaktikos egzistavimas buvo prognozuojamas teoriškai, netikėta ją rasti praėjus jau milijardui metų po Didžiojo sprogimo; tikėtasi, kad visos pirmykštės galaktikos atsirado bei sunkesniais elementais praturtėjo daug anksčiau. Visgi atradimas patvirtina standartinio kosmologinio modelio prognozes apie ankstyvą Visatos evoliuciją ir pirmųjų žvaigždžių kartų formavimąsi. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

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

Laiqualasse