Nežemiškos gyvybės paieškos – neabejotinai didžiausią visuomenės susidomėjimą kelianti astrofizikos sritis. Praeitą savaitę naujienų nebuvo labai gausu, tačiau randame bent kelias, susijusias su gyvybe. Tai ir teorinis tyrimas, rodantis, kad kosminiai spinduliai Encelade ir kai kuriuose kituose kūnuose po paviršiniais ledynais gali sukurti gyvybei tinkamas sąlygas, ir kriovulkanų modeliai laboratorijose, ir K2-18b egzoplanetos struktūros analizė, rodanti, kad ten tikrai yra daug vandens. Taip pat – galimybių analizė, kaip naujos kartos kosminiais teleskopais aptikti uolinių egzoplanetų žemynus. Kitose naujienose – keistos bangos Jupiterio magnetosferos plazmoje, lavos planetų evoliucijos modeliai ir pirmosios Visatoje molekulės cheminės reakcijos. Gero skaitymo!

***

Radiolizė gali maitinti gyvybę. Kosminė spinduliuotė dažniausiai laikoma gyvybei pavojingu veiksniu. Energingos dalelės gali pažeisti DNR, ląsteles ir skatinti reaktyvių deguonies junginių gamybą. Visgi tam tikromis sąlygomis ta pati spinduliuotė gali tapti gyvybės šaltiniu per radiolizės procesą, kai energingos dalelės skaido vandens molekules ir išlaisvina elektronus. Šiuos kai kurios bakterijos gali panaudoti metabolizmui. Žemėje tokios bakterijos randamos giliai po žeme, urvuose ir net radioaktyvioje aplinkoje, kur jos išgyvena be Saulės šviesos. Dabar mokslininkai pirmą kartą apskaičiavo, kaip galaktiniai kosminiai spinduliai galėtų suteikti energijos gyvybei išgyventi po kitų planetų ir palydovų paviršiumi. Tyrėjai panaudojo skaitmeninį modelį GEANT4, kuris leidžia tiksliai apskaičiuoti, kaip energingos dalelės sąveikauja su medžiaga skirtingose planetinėse aplinkose. Modelyje buvo atsižvelgta į kosminių spindulių srautą ir energiją, planetų atmosferos tankį ir paviršiaus sudėtį. Paaiškėjo, kad kosminiai spinduliai gali prasiskverbti į kelių metrų gylį po planetų paviršiumi ir ten inicijuoti cheminius procesus, kurių nepajėgia sukelti žemos energijos spinduliuotė, tokia kaip Saulės šviesa. Tyrimas atskleidė naują gyvybinės zonos koncepciją – radiolizinę gyvybinę zoną (RHZ), kurioje gyvybė gali egzistuoti ne dėl gelmių šilumos ar žvaigždės šviesos, o dėl kosminių spindulių keliamų cheminių reakcijų. Skirtingai nei tradicinė gyvybinė zona aplink žvaigždes, RHZ egzistuoja visur, kur yra popaviršinio vandens ir pakankamai intensyvus kosminis spinduliavimas. Skaičiavimai parodė, kad didžiausią potencialą palaikyti tokią gyvybę turi Saturno palydovas Enceladas, po jo seka Marsas, o trečioje vietoje – Jupiterio palydovas Europa. Encelade didžiausią bakterijų tankį leistų palaikyti storas ledo sluoksnis, kuris kartu apsaugo nuo per stipraus spinduliavimo ir formuoja stabilias chemines sąlygas. Šie rezultatai padės planuoti gyvybės paieškų misijas Saulės sistemoje. Greta paviršiaus tyrimų jie skatina daugiau dėmesio skirti ir požeminiams regionams, kur galėtų vykti radiolizė. Į tokių misijų ekipuotę reikėtų įtraukti ir instrumentus, galinčius aptikti radiolizės produktus ir galimai egzistuojančias bakterijų kultūras. Tyrimo rezultatai publikuoti International Journal of Astrobiology.

***

Kriovulkanų modeliai laboratorijoje. Saulės sistemos lediniuose palydovuose, tokiuose kaip Europa ir Enceladas, kartais vyksta kriovulkanizmas: iš gelmių veržiasi vanduo ir ledo gabalai. Beveik nulinis atmosferos slėgis jų paviršiuje leidžia vandeniui vienu metu ir virti, ir stingti į ledą. Iki šiol nebuvo aišku, kaip tiksliai šie procesai sąveikauja tarpusavyje ir kaip tai atsiliepia lediniams paviršiams. Dabar mokslininkai pirmą kartą atliko kruopščius eksperimentus, kuriais atkūrė kriovulkanizmo procesus laboratorijoje. Tyrėjai panaudojo specialią žemos slėgio kamerą, kurioje galėjo sukurti Europos ir Encelado paviršiaus sąlygas. Eksperimentams buvo naudojami palyginus dideli vandens kiekiai – 17 ir 5 litrai, o tai leido stebėti įvairius reiškinius, vykstančius ne tik skysčio paviršiuje. Kai kameroje buvo sumažintas atmosferos slėgis, vanduo pradėjo burbuliuoti ir virti net esant žemai temperatūrai. Virimo metu susidariusios dujos šaldė vandenį, paviršiuje formavosi ledo lytys, kurios greitai augo ir jungėsi tarpusavyje. Per kelias minutes didžioji vandens paviršiaus dalis buvo padengta plonu ledo sluoksniu. Visgi po juo vanduo toliau virė, o kylančios dujos spaudė ir deformavo ledo dangą. Formuojantis plyšiams, garai išsiverždavo į paviršių ir slėgis staigiai sumažėdavo, tad vanduo vėl pradėdavo virti. Taip susidarė ciklinis procesas: burbuliavimas – ledo formavimasis – trūkimas – naujas burbuliavimas. Skirtingai nei ankstesni eksperimentai su mažais vandens kiekiais, kurie rodė, kad turėtų susiformuoti kietas ledo sluoksnis, sustabdantis tolesnį virimo procesą, naujieji bandymai atskleidė, kad ledo plėvė išlieka silpna ir pilna skylių bei burbuliukų. Ciklinis burbuliavimo ir užšalimo procesas sukūrė nelygų paviršių su kelių centimetrų aukščio kauburiais ir įdubimais. Šie rezultatai rodo, kad efuzinis kriovulkanizmas – vandens tėkmės ant ledinio paviršiaus, analogiškos lavos tėkmėms Žemėje – yra daug sudėtingesnis procesas, nei anksčiau manyta. Susidarantys paviršiaus nelygumai gali tapti išskirtiniais geologiniais pėdsakais, kuriuos galėtų aptikti orbitiniai zondai su radarais. Tai suteiks naują būdą identifikuoti praeities kriovulkanizmą ir padės planuoti ateities misijas į ledinius palydovus. Tyrimo rezultatai publikuoti Earth and Planetary Science Letters.

***

Plazmos bangų metamorfozė Jupiteryje. NASA zondo Juno stebėjimai atskleidė keistą reiškinį Jupiterio magnetosferoje: virš šiaurės ašigalio aptiktos niekada anksčiau nematytos plazmos bangos, kurios tarsi keičia savo prigimtį skirtingose srityse. Plazmos bangos primena bangas jūros paviršiuje, tačiau banguoja ne vanduo, o elektronų ir jonų telkinys aplink planetą – jonosfera. Paprastai šios bangos priklauso vienai iš dviejų aiškių kategorijų: elektronai kuria greitai svyruojančias Langmuiro bangas, o jonai – lėtesnes Alfveno bangas. Pastarųjų greitį ir dažnį riboja magnetinio lauko stiprumas, nes nuo jo priklauso, kaip greitai jonai laksto spiralėmis aplink lauko linijas. Juno duomenys rodo, kad arti Jupiterio šiaurės ašigalio susidaro išskirtinė situacija: elektronų koncentracija ten yra itin žema – vos vienas elektronas tūkstantyje kubinių centimetrų, o magnetinio lauko stiprumas siekia 20 gausų. Tokiomis sąlygomis elektronų plazmos dažnis tampa mažesnis už jonų spiralinio sukimosi dažnį. Tai visiškai priešinga įprastinėms planetų magnetosferų sąlygoms. Pasak naujo tyrimo autorių, tai leidžia dviejų tipų bangoms transformuotis vienoms į kitas. Tokia metamorfozė anksčiau buvo nežinoma ir fundamentaliai keičia supratimą apie plazmos procesus planetų magnetosferose. Tyrėjai pavadino šį hibridinį reiškinį Alfveno-Langmuiro bangomis. Įdomu, kad transformaciją greičiausiai sukelia dar vienas neįprastas Jupiterio šiaurinių platumų reiškinys: galingi elektronų pluoštai, sklindantys aukštyn ir pasiekiantys net iki 100 kiloelektronvoltų energiją. Elektrono rimties masės energija yra 511 kiloelektronvoltų, taigi šie pluoštai lekia nemenka šviesos greičio dalimi. Tokie srautai gali sukelti plazmos nestabilumus, kurie ir paskatina Alfveno bangas pavirsti Langmuiro bangomis. Panašūs reiškiniai gali vykti ir kitose dujinių milžinių magnetosferose, tiek Saulės sistemoje, tiek už jos ribų. Tyrimo rezultatai publikuoti Physical Review Letters.

***

K2-18b tikrai turi vandens. Planetos K2-18b, nutolusios 38 parsekus nuo Žemės, tyrimai pastaraisiais mėnesiais sukėlė didžiulį susidomėjimą tiek mokslo bendruomenėje, tiek žiniasklaidoje. Praėjusių metų pabaigoje paskelbta, jog James Webb surinktuose planetos atmosferos spektro duomenyse matyti dimetilo sulfido (DMS) ir dimetilo disulfido (DMDS) pėdsakai. Šie junginiai Žemėje gaminami tik gyvų organizmų, todėl jų atradimas K2-18b galėjo reikšti pirmą gyvybės aptikimą už Saulės sistemos ribų. Tačiau netrukus kitos tyrimų grupės, analizavusios tuos pačius duomenis, pareiškė negalinčios patvirtinti šių teiginių. Dabar mokslininkai iš kelių institucijų suvienijo jėgas ir išnagrinėjo naujus keturių K2-18b tranzitų metu surinktus James Webb stebėjimų duomenis. Prie šių duomenų pridėjo ankstesnius James Webb ir Hubble teleskopų duomenis ir gavo kaip niekad tikslų planetos atmosferos paveikslą. Naujieji rezultatai nerodo statistiškai reikšmingų DMS ar DMDS pėdsakų, tačiau atskleidžia, kad K2-18b labai turtinga vandens. Šią išvadą tyrėjai grindžia tuo, jog atmosferoje tvirtai užfiksuotos metano ir anglies dvideginio molekulės. Jos ir rodo, kad planetoje turėtų būti daug vandens: arba maždaug 10-25 procentai masyvios atmosferos tūrio yra vanduo, arba plona atmosfera gaubia skysto vandens vandenyną. Įdomu, kad atmosferoje nerasta vandens garų. Tai greičiausiai reiškia, kad vandens garai kondensuojasi giliau, nei įžvelgia mūsų instrumentai – toks atmosferos regionas vadinamas šalčio spąstais. Atmosferoje taip pat nerasta amoniako ir anglies monoksido. Amoniako nebuvimas dera su skysto vandenyno scenarijumi, nors ir nėra galutinis įrodymas. Nedideli aptikti DMS kiekiai gali susidaryti ir be gyvybės poveikio. K2-18b priklauso subneptūnų klasei – planetoms, didesnėms už Žemę, bet mažesnėms už Neptūną. Tokių planetų Saulės sistemoje nėra, tačiau jos yra vienos dažniausiai aptinkamų egzoplanetų. Taigi šie rezultatai užpildo labai svarbią spragą mūsų supratime apie egzoplanetas: žinias apie hidrosferos irba masyvios vandeningos atmosferos formavimąsi masyvesnėje už Žemę planetoje. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Sausumos aptikimo egzoplanetose svarba. Ieškant gyvybės egzoplanetose, bene daugiausiai dėmesio skiriama deguoniui atmosferoje. Žemėje jis išskiriamas fotosintezės reakcijų metu, todėl jo aptikimas kitose planetose galėtų rodyti biologinės veiklos pėdsakus. Tačiau deguonis gali susidaryti ir be gyvybės poveikio, ypač planetose, kurių visą paviršių dengia vanduo. Jų vandenynai itin gilūs – gali siekti 50 kartų didesnį gylį nei Žemės. Nesant sausumos, nėra ir uolienų, kurios paprastai sugeria deguonį iš atmosferos, todėl jis gali kauptis net be biologinių procesų. Taigi norėdami atskirti tikrus gyvybės skleidžiamus deguonies signalus nuo negyvybinių, turėtume išsiaiškinti, ar planeta turi sauso paviršiaus. Dabar mokslininkai ištyrė, kokių techninių galimybių reikėtų tokiems aptikimams. Tyrėjai išnagrinėjo spektroskopijos duomenis iš JAV geologijos tarnybos spektrų bibliotekos, siekdami nustatyti, ar būsimas Gyvybingų pasaulių observatorijos (HWO) teleskopas galės aptikti sausumos plotus uolinėse egzoplanetose. HWO yra planuojamas kosminis teleskopas, kuris turėtų pakeisti James Webb teleskopą po maždaug 20 metų ir tiesiogiai stebėti mažiausiai 25 gyvybei tinkamas egzoplanetas. Nors planetų disko vaizdai nebus išskiriami, sausumą aptikti įmanoma dėl skirtingų atspindžio spektrų: visų tikėtinų sausumos paviršių spektrai regimųjų spindulių ruože yra teigiamo nuolydžio (atspindys didėja didėjant bangos ilgiui), tuo tarpu skystas vanduo duoda plokščią spektrą, o ledas ir sniegas – neigiamą nuolydį. Skaičiavimai rodo, kad tokią analizę būtų galima atlikti su HWO, jei ji turėtų bent 8 metrų skersmens pagrindinį veidrodį. To reikia, kad būtų pasiekiamas pakankamas signalo ir triukšmo santykis regimųjų ir ultravioletinių spindulių ruožuose. Šiuo metu žinoma bent keletas vandens planetų-kandidačių, o neseniai James Webb teleskopas aptiko net „garų planetą“ GJ 9827d, kurios atmosfera susideda iš vandens garų, nors pati planeta per karšta gyvybei. Sausumos aptikimo metodas padėtų atmesti negyvybinius deguonies signalus ir sutelkti dėmesį į planetas, kuriose tikrai gali vykti sudėtingi geologiniai ir biologiniai procesai. Tai ypač svarbu, nes patvirtintų egzoplanetų skaičius Paukščių Take artėja prie 6000, tad visų jų detaliai išnagrinėti tiesiog nėra galimybių. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Lavos planetų evoliucijos modeliai. Lavos planetos yra labai arti savo žvaigždžių skriejančios uolinės egzoplanetos. Jų dieninė pusė įkaista tiek, kad silikatinės uolienos lydosi ir net garuoja. Jos paprastai yra potvyniškai prirakintos – visada ta pačia puse atsigręžusios į žvaigždę, – o orbitą apsuka per mažiau nei vieną Žemės parą. Tokiomis ekstremaliomis sąlygomis susidaro magmos vandenynai ir mineralų kupina atmosfera, neturinti analogų Saulės sistemoje. Kol kas nebuvo aišku, kaip tokios planetos vystosi milijardus metų, pavyzdžiui, ar jos amžinai išlieka skystos, ar laipsniškai kristalizuojasi. Dabar mokslininkai sukūrė teorinius modelius, aprašančius lavos planetų vidaus dinamikos ir atmosferos evoliuciją per geologinius laikotarpius. Tyrėjai panaudojo sudėtingus skaitmeninius modelius, kuriuose įtrauktas skysčių judėjimas, egzoplanetų atmosferų fizika ir mineralų cheminėe reakcijos. Pagrindinis procesas, lemiantis lavos planetų evoliuciją, yra frakcinė kristalizacija: uoliens tirpstant ar garuojant, skirtingi cheminiai elementai (magnis, geležis, silicis, deguonis, natris ir kalis) nevienodai pasiskirsto tarp garų, skystos ir kietos fazių. Tyrime nustatyta, kad lavos planetos gali įgyti vieną iš dviejų būsenų, kurios susijusios ir su jų amžiumi. Jaunose planetose vidus yra visiškai skystas. Toks magmos okeanas palaiko aukštą temperatūrą net naktinėje pusėje, o atmosferos sudėtis atspindi bendrą planetos cheminę sandarą. Kieta naktinės pusės pluta, jei ir egzistuoja, plūduriuoja okeano paviršiuje, yra nestabili ir nuolat atsinaujina. Senesnėse planetose vidus yra daugiausia kietas, tik dieninėje pusėje išlieka seklus magmos okeanas, o atmosferoje, palyginus su visa planeta, lieka mažai natrio, kalio ir geležies oksido. Šie du evoliucijos etapai turėtų pasižymėti aiškiai skirtingais spektroskopiniais pėdsakais. Gautos prognozės leido tyrėjams užsitikrinti 100 valandų stebėjimo laiką James Webb teleskopu; surinkti duomenys leis prognozes patikrinti. Skirtumai tarp jaunų ir senų lavos planetų bus matuojami pagal atmosferos cheminę sudėtį ir temperatūros skirtumus tarp planetos pusių. Šie rezultatai susiję su procesais, kurie lavos planetose yra ekstremalūs, tačiau iš esmės labai panašūs į tuos, kurie formavo uolines planetas ir Saulės sistemoje. Taigi tirdami lavos planetas geriau suprasime visų planetų formavimosi ir evoliucijos procesus. Tyrimo rezultatai publikuoti Nature Astronomy.

***

Žėrintis spiralinis diskas nuotraukos dešinėje – Andromedos galaktika. O kas ta mėlyna pašvaistė kairėje? Ir raudoni dūmai, besiraitantys aplink? 2022 metais aptiktas darinys, pažymėtas kaip SDSO 1, iki šiol buvo paslaptingas. Dabar pavyko išsiaiškinti, kad tai yra labai senas planetinis ūkas – į Saulę panašios žvaigždės prieš mirtį nusimestas dujų apvalkalas. Dabar tokių žinome jau aštuonis, jie pavadinti „vaiduokliškais planetiniais ūkais“ dėl savo blausumo.

***

Išretintos galaktikos žvaigždėdaros istorija. Ultraretosios galaktikos (angl. Ultra-diffuse galaxies, UDG) yra vieni mįslingiausių žvaigždžių telkinių. Dydžiu jos prilygsta Paukščių Takui, bet turi šimtą kartų mažiau žvaigždžių. Kodėl šios blausios, bet didžiulės galaktikos nėra suardytos galingų aplinkinių galaktikų gravitacinių jėgų ir kaip jos išgyveno milijardus metų, lieka neaišku. Viena tokia ultraretoji galaktika F8D1, atrasta dar 1998 metais, priklauso M81 galaktikų grupei ir laikoma tipiniu UDG pavyzdžiu. Dabar astronomai pirmą kartą išsamiai ištyrė jos žvaigždėdaros istoriją per pastaruosius šešis milijardus metų. Tyrėjai panaudojo du Hubble teleskopo instrumentus, kurie leido išskirti atskirų žvaigždžių savybes dviejuose regionuose galaktikos centre ir pakraštyje. Tai vienas detaliausiausių kada nors atliktų UDG tyrimų ir pirmasis panašus, kurio taikinys yra už Vietinės galaktikų grupės ribų. Stebėjimai atskleidė tris aiškius žvaigždėdaros laikotarpius F8D1 istorijoje. Pirmasis ir intensyviausias vyko prieš daugiau nei šešis milijardus metų; jo metu susiformavo apie 80 procentų galaktikos žvaigždžių. Antrasis žvaigždėdaros žybsnis įvyko prieš 2-2,5 milijardo metų ir sukūrė maždaug 11 procentų žvaigždžių centriniame regione bei 39 procentus išoriniame. Trečiasis, mažesnis žybsnis įvyko prieš 500 milijonų metų ir suformavo F8D1 centrinį žvaigždžių spiečių bei nedidelę dalį likusių žvaigždžių. Svarbu tai, kad žvaigždžių formavimasis F8D1 baigėsi ne anksčiau nei prieš du milijardus metų. Taip nutiko tiek pagrindinėje galaktikos dalyje, tiek potvyninių jėgų nutrauktame žvaigždžių sraute, kuris dabar driekiasi 13 kiloparsekų nuo galaktikos centro. Tyrėjai apskaičiavo, kad F8D1 pradinė masė siekė 133 milijonus Saulės masių, tačiau 25-40 procentų šios masės dabar yra ištempta į potvyninį srautą. Visi šie rezultatai todo, kad F8D1 nėra „nepavykusi“ galaktika, kaip kartais teigiama apie UDG. Vėlyva žvaigždėdara ir kamuolinių spiečių skaičius, būdingas panašaus dydžio įprastinėms galaktikoms, rodo normalų evoliucijos scenarijų. Šiuo atžvilgiu F8D1 primena Vietinės grupės galaktiką NGC 6822, kuri šiuo metu taip pat patiria potvyninio suardymo procesus. F8D1 evoliucija ir virsmas į UDG gali būti paaiškinti vien tik potvyniniais procesais. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Tikslesni juodųjų skylių virpesių skaičiavimai. Juodosios skylės, paveiktos išorinių jėgų, ima „skambėti“. Virpesiai matematiškai aprašomi vadinamosiomis kvazinormaliosiomis modomis. Tai yra erdvėlaikio svyravimai, kurie sklinda kaip gravitacinės bangos ir gali būti užfiksuoti Žemėje. Tokių virpesių analizė leidžia nustatyti juodosios skylės masę, sukimosi spartą ir kitas savybes, tačiau jų teorinis skaičiavimas, ypač greitai silpnėjančių virpesių, kelia didelių iššūkių. Dabar mokslininkai pritaikė naują matematinį metodą, kuris leidžia daug tiksliau apskaičiuoti virpesius. Tyrėjai panaudojo tikslųjį Wentzel-Kramers-Brillouin (WKB) metodą – matematikos sritį, kuri matematikoje plėtojama daugiau nei pusšimtį metų, tačiau fizikos, ypač juodųjų skylių, tyrimuose ji pritaikyta tik pastaraisiais metais. WKB metodas leidžia sekti bangų elgseną nuo juodosios skylės įvykių horizonto iki begalinio atstumo,  analizuojant erdvę kaip kompleksinių skaičių lauką. Metodas atskleidžia sudėtingą bangų geometrinę struktūrą, įskaitant vadinamąsias Stokes kreives – linijas parametrų erdvėje, kuriose staiga keičiasi bangos pobūdis. Ankstesni tyrimai dažnai ignoravo šias kreives, susisukančias begalinėmis spiralėmis, ir išsišakojančias linijas, einančias nuo juodosios skylės įvykių horizonto. Naujajame tyrime šie sudėtingi elementai buvo įtraukti į analizę ir paaiškėjo, kad jie yra esminis kvazinormalių modų struktūros komponentas. Metodas leido sistemingai ir tiksliai nusakyti greitai silpnėjančių virpesių dažnių struktūrą, kas anksčiau buvo ypač sudėtinga. Naujasis metodas atsiveria galimybes daug tiksliau, nei iki šiol, analizuoti juodųjų skylių virpėjimą. Taip bus galima patikrinti didelę teorinių modelių įvairovę pagerinti būsimų gravitacinių bangų stebėjimų analizę. Mokslininkai artimiausiu metu planuoja metodą pritaikyti ir besisukančioms juodosioms skylėms bei tiriant kvantinės gravitacijos efektus. Tyrimo rezultatai publikuoti Physical Review D.

***

Juodosios skylės būna dviejų rūšių: žvaigždinės ir supermasyvios. Pirmųjų masės siekia iki šimto-kito Saulės masių, antrųjų prasideda nuo šimto tūkstančių. O kur tarpinės? Jos galimai egzistuoja, tačiau aptikti jas labai jau sudėtinga. Kodėl? Apie tai pasakoja Dr. Becky:

***

M87 juodosios skylės aplinkos modeliai. 2019 metais Event Horizon Telescope komanda pristatė pirmą juodosios skylės vaizdą – švytintį žiedo formos objektą galaktikos M87 centre. Nuo to laiko mokslininkai intensyviai tyrinėja regioną šalia juodosios skylės įvykių horizonto, siekdami suprasti, kaip ten vykstantys procesai skleidžia spinduliuotę, kuri pasiekia mūsų teleskopus. Pagrindinė problema – kaip tiksliai sąveikauja skirtingų tipų dalelės ir kaip tai paveikia juodosios skylės vaizdą. Dabar mokslininkai sukūrė pažangiausius M87 juodosios skylės aplinkos skaitmeninius modelius, kuriuose elektronai ir protonai traktuojami kaip atskiros dalelių populiacijos. Ankstesni modeliai elektronus ir protonus traktavo kaip vieną terpę, bet tai neatspindėjo realių fizikos procesų sudėtingumo. Naujuose modeliuose atsižvelgiama į tai, kad elektronai ir protonai gali turėti skirtingas temperatūras, skirtingai reaguoti į magnetinius laukus ir skleisti skirtingą spinduliuotę. Tyrėjai panaudojo 11 modelių, kuriuose visuose buvo įtraukiami hidrodinamikos, magnetiniai ir bendrosios reliatyvumo teorijos efektai. Vienintelis keičiamas parametras – juodosios skylės sukimosi aplink ašį sparta. Daugelis sistemos evoliucijos parametrų nepriklauso nuo to, ar elektronai ir protonai laikomi skirtingomis populiacijomis, ar suvidurkinami. Pavyzdžiui, nesiskiria nei išmetamos medžiagos srautas, nei juodosios skylės sukimosi lėtėjimas. Tačiau tiek elektronai, tiek protonai pasirodė esą karštesni, nei tikėtasi, o protonai už elektronus karštesni net šimtą kartų. Įtraukus sunkesnių jonų energiją, jonų ir elektronų temperatūros santykis pasirodė mažesnis – maždaug 5:1. Tokio temperatūros pasiskirstymo pasekmė – modeliai prognozuoja gerokai aukštesnę radijo bangų poliarizaciją (apie 30%), nei stebima (apie 10%). Šis neatitikimas rodo, kad dabartiniai elektronų kaitinimo plazmoje modeliai gali būti netikslūs arba reikia pagerinti žinias apie fizikinius reiškinius juodosios skylės aplinkoje. Tyrėjų komanda artimiausiu metu planuoja išanalizuoti dar kelių metų duomenis ir sukurti M87 juodosios skylės evoliucijos filmą. Tolesni tyrimai padės suderinti teorinių modelių prognozes su stebėjimų duomenimis ir geriau suprasti šią ekstremalią aplinką. Tyrimo rezultatai publikuoti MNRAS.

***

Pirmosios Visatos molekulės chemija. Po Didžiojo sprogimo praėjus 380 tūkstančiams metų, Visata pakankamai atvėso, kad elektronai galėtų susijungti su branduoliais ir formuoti neutralius atomus. Šis procesas vadinamas rekombinacija; jis atvėrė kelią pirmoms cheminėms reakcijoms kosmose. Tiesa, cheminių elementų tuo metu buvo tik trys – vandenilis, helis ir šiek tiek ličio – tad ir reakcijų įvairovė tikrai nedidelė. Seniausia Visatos molekulė yra helio hidrido jonas (HeH⁺), susidedantis iš neutralaus helio atomo ir jonizuoto vandenilio branduolio. Ši molekulė turėjo itin svarbų vaidmenį formuojantis pirmoms žvaigždėms. Didelė jos asimetrija sukūrė stiprų vadinamą dipolio momentą, kuris leido jai veikti kaip aušintuvui: sugėrus susidūrimo su kita dalele energiją išspinduliuoti ir taip padėti dujų debesims atvėsti iki labai žemų temperatūrų. Tik tokie šalti debesys galėjo susitraukti iki tankio, reikalingo termobranduolinių reakcijų pradžiai. Tad HeH⁺ koncentracija pirmykštėje Visatoje yra labai svarbus parametras, reguliuojantis pirmųjų žvaigždžių formavimosi spartą. Koncentracija priklauso nuo formavimosi ir naikinimo procesų balanso. Iki šiol buvo manoma, kad HeH⁺ suardanti reakcija su vandenilio atomais žemose temperatūrose vyksta lėtai, nes dalelėms suartėti trukdo energetinis barjeras. Dabar mokslininkai pirmą kartą eksperimentiškai išbandė šią reakciją ankstyvos Visatos sąlygomis. Tyrėjai panaudojo Kriogeninį saugojimo žiedą – unikalų prietaisą, kuriame HeH⁺ jonai buvo išlaikomi iki 60 sekundžių vos kelių kelvinų (-267°C) temperatūroje ir bombarduojami deuterio atomų pluoštu. Deuteris yra vandenilio izotopas su papildomu neutronu branduolyje, o reakcija su juo formuoja HD⁺ joną ir neutralų helio atomą. Keičiant dalelių pluoštų santykinius greičius, mokslininkai galėjo tirti, kaip susidūrimo sparta priklauso nuo temperatūros. Netikėtai paaiškėjo, kad reakcijos sparta, mažėjant temperatūrai, išlieka beveik pastovi. Tai visiškai prieštarauja ankstesnių teorijų prognozėms ir reiškia, kad reakcija neturi energetinio barjero ir vyksta daug greičiau, nei buvo manyta. Šį rezultatą patvirtino ir teoriniai skaičiavimai, kuriuose buvo ištaisyta klaida, padaryta visuose ankstesniuose šios reakcijos modeliuose. Rezultatai rodo, kad HeH⁺ koncentracija ankstyvoje Visatoje buvo reikšmingai pervertinta, o tai keičia supratimą ir apie pirmųjų žvaigždžių formavimosi tempus. Tyrimo rezultatai publikuoti Astronomy & Astrophysics.

***

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

Laiqualasse