Žemės atmosfera mums teikia gyvybei būtiną deguonį. Kitų planetų, ir ne tik jų, atmosferos astronomams teikia nepamainomų žinių apie šių kūnų savybes. Štai Saulės atmosferoje – vainike – vyksta žybsniai, kurių savybės net ir po daugiau nei pusšimčio metų tyrimų atskleidžia paslapčių. Tarkim, kad jonai žybsniuose gerokai karštesni už elektronus. Egzoplanetose, ieškodami galimos gyvybės, ieškome deguonies, bet kartais matosi tik ozonas; pasirodo, ryšys tarp šių molekulių ne toks paprastas, kaip manėme, ir priklauso nuo kitų atmosferos sudedamųjų dalių ir žvaigždės savybių. Mažo tankio planetos, ilgą laiką laikytos vandeniniais pasauliais, iš tiesų gali turėti labai reikšmingą dalį anglies junginių ir būti suodinos. Kitose naujienose – netikėtai labai masyvi juodoji skylė jaunoje Visatoje, prožvaigždės čiurkšlė Paukščių Tako pakraštyje ir kosminių skrydžių poveikis kamieninėms ląstelėms. Gero skaitymo!
***
Kosmoso poveikis kamieninėms ląstelėms. Žmogaus hematopoetinės kamieninės ir pirmtakės ląstelės (HSPC) yra atsakingos už visų kraujo ląstelių formavimą ir organizmo atsparumą ligoms. Šių ląstelių funkcija blogėja veikiant įvairiems streso veiksniams. Šie menkina ląstelių išgyvenimą, chromosomų „antgalių“ telomerų palaikymą ir gebėjimą atsistatyti. Visa tai greitina senėjimo procesus. Ankstesni NASA tyrimai atskleidė imuniteto sistemos sutrikimus žemojoje Žemės orbitoje, tačiau kosminių skrydžių poveikis žmogaus HSPC senėjimui iki šiol tiesiogiai nebuvo tiriamas. Dabar mokslininkų komanda, sukūrusi specialius nanobioreaktorius, skirtus kaulų čiulpų mikroaplinkai imituoti, ištyrė šių ląstelių elgesį Tarptautinėje kosminėje stotyje (TKS) ir patvirtino, kad jos kosmose senėja. Tyrėjai naudojo specialų fluorescentinį žymeklį, leidžiantį realiu laiku sekti ląstelių ciklą, ir atliko keturias mėnesio trukmės misijas. Visi į TKS gabenami mėginiai buvo lyginami su kontroliniais bandymais Žemėje. Įvairiais metodais – ląstelių ciklo analize, genomo ir transkriptomo sekoskaita bei citokinų tyrimais – atskleisti analogiški reikšmingi pokyčiai: kosmose sutriko ląstelių gyvenimo ciklas, padidėjo uždegimo citokinų lygis, pažeista mitochondrijų genų veikla ir atsirado nepageidaujamos mutacijos. Be to, suprastėjo telomerų palaikymas, pažeista ląsteles „taisančių“ genų raiška ir taip susilpnėjo jų atsistatymas. Visa tai yra aiškūs ląstelių senėjimo požymiai. Taigi kosmoso aplinka tikrai spartina kamieninių ląstelių senėjimą, o tai gali lemti sveikatos problemas ilgalaikių kosmoso skrydžių metu ir reikšmingai apriboti žmonių misijų į tolimesnes kosmoso vietas trukmę. Bet ne viskas prarasta: kai ląsteles, pargabentas į Žemę, tyrėjai patalpino į jaunatvišką ir sveiką aplinką, dalis neigiamų pokyčių atsistatė. Taigi gali būti, kad tinkama terapija padėtų sumenkinti astronautų sveikatos problemas. Tyrimo rezultatai publikuojami žurnale Cell Stem Cell.
***
Saulės žybsniai karštesni nei manyta. Saulės žybsniai yra bene energingiausi reiškiniai Saulės sistemoje. Magnetinio lauko persijungimai Saulės vainike išlaisvina milžiniškus energijos kiekius ir įkaitina plazmą iki dešimčių milijonų kelvinų. Įprastai buvo manoma, kad žybsnių metu jonai ir elektronai įkaitinami iki panašių temperatūrų. Tačiau šis paaiškinimas neišsprendžia vienos svarbiausių žybsnių spektroskopijos mįslių – kodėl spektro linijos yra gerokai platesnės, nei turėtų būti pagal stebimas temperatūras. Spektro linijos plotį lemia ją skleidžiančių dalelių judėjimo greitis, taigi jis turi būti aukštesnis, nei apskaičiuojamas pagal numanomą temperatūrą. Tokį neatitikimą buvo bandoma aiškinti turbulentišku plazmos judėjimu, bet ir šis paaiškinimas turėjo trūkumų. Dabar mokslininkai pasiūlė alternatyvų paaiškinimą, pagal kurį jonų temperatūros žybsnių metu gali būti keliskart aukštesnės nei elektronų. Tyrėjai išnagrinėjo spektrinių linijų Doplerio platėjimo duomenis ir palygino juos su universaliais jonų bei elektronų temperatūrų kitimo dėsningumais, pastebėtais magnetinio persijungimo metu Saulės vėjyje, Žemės magnetosferoje, laboratorinių eksperimentų metu bei skaitmeniniuose modeliuose. Taip pat jie apskaičiavo, kiek laiko užtrunka jonams ir elektronams pasiekti šiluminę pusiausvyrą po persijungimo, virš žybsnio kilpų esančiuose regionuose. Paaiškėjo, kad šiluminė pusiausvyra nusistovi daug lėčiau, nei iki šiol manyta remiantis rentgeno spindulių stebėjimais. Taigi jonų temperatūra gali siekti 60 milijonų kelvinų ar net daugiau – apie 6,5 karto viršyti elektronų temperatūrą. Tokios aukštos jonų temperatūros galėtų paaiškinti didžiąją dalį spektrinių linijų platėjimo. Šis atradimas gali iš esmės keisti supratimą apie žybsnių fizikos procesus ir Saulės plazmos elgesį ekstremalių reiškinių metu. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal Letters.
***
Marsas turi kietąjį branduolį. Planetos branduolio struktūra suteikia svarbių žinių apie jos formavimąsi, be to, yra labai svarbi magnetinio lauko generavimui. Žemės magnetinį lauką kuria srovės išoriniame skystame branduolyje, kuris gaubia vidinį kietąjį. Marso atveju ilgą laiką buvo žinoma, kad jo branduolys bent iš dalies yra skystas, tačiau nebuvo aišku, ar egzistuoja ir kieta vidinė dalis. Dabar mokslininkai, analizuodami NASA InSight zondo surinktus seisminius duomenis, pirmą kartą patvirtino, kad Marsas turi ir kietą vidinį branduolį. Tyrėjai išanalizavo 23 Marso drebėjimus, užfiksuotus InSight misijos metu 2018-2022 metais. Seisminės bangos, keliaudamos per planetos vidų, atsispindi ar lūžta ties struktūrinių komponentų ribomis, tokiomis kaip mantijos-branduolio perėjimas. Naujojo tyrimo autoriai identifikavo du seisminius signalus: vieną, kuris eina per giliausią branduolį iki pat centro, ir kitą, atspindintį nuo vidinio branduolio ribos. Šie signalai neabejotinai rodo vidinio branduolio egzistavimą. Marso vidinio branduolio spindulys siekia apie 613 kilometrų – tai sudaro apie penktadalį visos planetos spindulio, panašiai kaip Žemėje. Seisminių bangų greitis vidiniame branduolyje išauga maždaug 30%, kas rodo kietos medžiagos egzistavimą. Vidinis branduolys greičiausiai susideda iš geležies ir nikelio, kaip ir Žemės, tačiau galbūt yra praturtintas lengvesniais elementais, tokiais kaip deguonis. Išorinis skystasis branduolys driekiasi nuo 613 iki 1800 kilometrų nuo planetos centro. Pradžioje Marso branduolys greičiausiai buvo visiškai skystas, o kristalizuotis pradėjo planetai vėstant ir palaipsniui stingsta toliau. Šis atradimas gali padėti suprasti, kodėl Marsas šiuo metu neturi magnetinio lauko – lėta branduolio kristalizacija galėjo nutraukti dinamo procesą, kuris ir generuoja magnetinį lauką. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature.
***
Marso vandens skverbimasis gilyn. Jaunas Marsas turėjo gerokai storesnę atmosferą ir šiltesnį klimatą, leidusį paviršiuje egzistuoti skystam vandeniui. Geologiniai duomenys rodo, kad planetoje tekėjo upės, plytėjo ežerai ir net vandenynas, tačiau kol kas nėra iki galo aišku, kaip sąveikavo atmosferos, paviršiaus ir gelmių vandens sistemos. Žemėje juos jungia vandens apytakos ratas: vanduo garuoja, telkiasi į debesis, lyja, nuteka paviršiumi arba kaupiasi požeminiuose rezervuaruose, vėl patenka į vandens telkinius ir ciklas kartojasi. Marse turėjo vykti kažkas panašaus, bet nežinia, kiek proceso detalės skyrėsi nuo mūsų planetos. Ypač menkai suprantame, kaip krituliai pasiskirstydavo tarp paviršinio ir požeminio vandens telkinių bei kiek vandens prasiskverbdavo į giluminius rezervuarus. Šie reiškiniai galėjo lemti ir erozijos intensyvumą, ir bendros planetos vandens pusiausvyros raidą. Dabar mokslininkai sumodeliavo Marso vandens infiltracijos procesus dviem erdvės masteliais ir nustatė, kad požeminio vandens papildymas galėjo reikšmingai paveikti planetos klimato stabilumą. Tyrėjai apskaičiavo vandens įsiskverbimo po paviršiumi laiko skales dviem atvejais: kai skverbiamasi į paviršinį gruntą ir į giluminius rezervuarus. Jie atsižvelgė į Marso geologinę sandarą ir paviršiaus savybių variacijas. Paaiškėjo, kad į paviršinį gruntą vanduo susigerdavo greitai – per valandas ar dienas; tai sustiprina vėjo keliamą grunto eroziją. Tuo tarpu prasiskverbti giliai užtrunka dešimtmečius ar šimtmečius, todėl gilių rezervuarų reakcija į klimato pokyčius gerokai vėluoja. Palyginimui, Žemėje ir gilūs rezervuarai pasiekiami per valandas ar dienas, nes jie yra palyginus arčiau paviršiaus, nei, tikėtina, buvo jauname Marse. Be to, abiejų procesų trukmė ir eiga priklauso nuo kritulių trukmės. Vandeniui išsiveržti iš giluminių rezervuarų irgi gali būti sudėtinga, priklausomai nuo uolienų tarp rezervuaro ir paviršiaus šis procesas irgi gali trukti labai ilgai. Šie rezultatai rodo, kad Marso vandens ciklas buvo daug sudėtingesnis nei manyta anksčiau, o gelmių procesai galėjo lemti, kiek ilgai raudonoji planeta išlaikė stabilų klimatą. Tyrimo rezultatai publikuojami Geophysical Research Letters.
***
Sudėtingi ozono ir deguonies ryšiai. Vienas esminių gyvybės Žemėje egzistavimo požymių – deguonies molekulių gausa atmosferoje. Ieškant gyvybės egzoplanetose, deguonis irgi laikomas pagrindiniu biopėdsaku, t.y. vietinės gyvybės indikatoriumi. Tačiau tiesiogiai aptikti deguonį teleskopais, ypač infraraudonųjų spindulių ruože, ganėtinai sudėtinga. Taigi kai kurie mokslininkai siūlo verčiau ieškoti ozono; ši trijų deguonies atomų molekulė formuojasi iš deguonies, veikiant žvaigždės šviesai, ir ryškiau spinduliuoja infraraudonuosius spindulius. Tačiau dabar mokslininkai apskaičiavo, kad ozono ir deguonies ryšys yra gerokai sudėtingesnis, nei manyta anksčiau. Tyrimo autoriai išnagrinėjo, kaip metanas paveikia deguonies ir ozono santykį Žemės tipo egzoplanetų atmosferose, naudodami detalius klimato modelius. Modeliai apėmė įvairius žvaigždžių tipus, nuo kiek masyvesnių ir karštesnių už Saulę iki mažų ir vėsių, kurios yra dažniausias žvaigždžių tipas Galaktikoje. Paaiškėjo, kad skirtingas metano kiekis keičia deguonies/ozono santykį, tačiau poveikis yra labai įvairus ir stipriai priklauso nuo deguonies kiekio atmosferoje bei motininės žvaigždės temperatūros. Jei planeta skrieja aplink karštą žvaigždę ir turi daug metano bei deguonies, metanas lengvai virsta vandens garais, o ozono irgi padaugėja. Tačiau jei metano mažai, tomis pačiomis sąlygomis ozono gaminasi mažiau. Tuo tarpu prie šaltesnių žvaigždžių ar esant mažesniam deguonies kiekiui, ryšys tarp metano ir ozono gausos tampa priešingas. Ankstesni tos pačios mokslininkų komandos tyrimai parodė, kad azoto oksidas taip pat paveikia deguonies/ozono santykį, kuris apskritai yra gana netiesiškas. Dabartinis tyrimas atskleidžia, kad metanas daro panašų poveikį, tačiau kitokiais mechanizmais. Tai reiškia, kad norint naudoti ozono matavimus deguonies kiekio nustatymui, reikia atsižvelgti ir į metano bei azoto oksido gausą. Tarp beveik 6000 patvirtintų egzoplanetų šiuo metu žinomos kelios dešimtys, kurios gali būti panašios į Žemę tiek savo mase, tiek paviršiaus temperatūra. Jų atmosferų tyrimai yra sekantis žingsnis siekiant išsiaiškinti, ar kur nors Galaktikoje dar esama gyvybės. Tokie tyrimai, kaip šis, palengvins gyvybės paieškas ir padarys jas patikimesnes. Tyrimo rezultatai arXiv.
***
Mažo tankio planetos – suodinos? Žemo tankio, tačiau ne dujinės, egzoplanetos įprastai laikomos vandens pasauliais. Manoma, kad jie susiformavo už protoplanetinio disko sniego linijos, kur temperatūra pakankamai žema, kad vanduo sustingtų į ledą. Tokios planetos augdamos greičiausiai sukaupia maždaug lygias uolienų ir vandens dalis, todėl jų tankis gerokai mažesnis nei grynai uolinių planetų. Tačiau Saulės sistemos kūnų cheminė sudėtis ir lakiųjų medžiagų stabilumas protoplanetinių diskų sąlygomis rodo, kad taip besiformuojanti planeta turėtų sukaupti ne tik vandens, bet ir iki 40 procentų nelakių organinių anglies junginių, bendrai vadinamų suodžiais. Dabar mokslininkai pasiūlė alternatyvų planetų tipą, kuris gali paaiškinti žemo tankio egzoplanetų savybes. Tyrėjai sukūrė teorinį modelį, kuriame įtraukta ne tik protoplanetiniame diske egzistuojanti sniego linija, bet ir „suodžių linija“ – regionas, kur organiniai anglies junginiai išlieka stabilūs ir gali sudaryti reikšmingą planetų masės dalį. Suodžių linija yra arčiau žvaigždės, nei sniego linija, nes anglies junginiai tvirtesni už vandens molekules. Pagal šį modelį, planetos, susiformavusios tarp suodžių ir sniego linijų, augdamos galėtų prisirinkti net 25% suodžių masės, o jų atmosferoje dominuotų metanas. Dar toliau nuo žvaigždės, už sniego linijos, formuotųsi suodžių-vandens pasauliai, kuriuose suodžiai sudarytų 15-20 procentų masės. Svarbiausias atradimas – šių skirtingų tipų planetų masės ir spindulio santykiai yra praktiškai neatskiriami nuo anksčiau modeliuotų vandens pasaulių, todėl daugelis šiuo metu žinomų „mini-Neptūnų“ gali būti pagrinde turtingi ne vandeniu, o anglimi. James Webb teleskopo stebėjimai jau aptiko metano ir anglies dvideginio egzoplanetų K2-12b ir TOI-280d atmosferose, o pastaroji pasižymi ypač aukštu anglies ir deguonies santykiu, būdingu suodžių planetoms. Tokių planetų paviršių ir gelmės procesus lemtų anglies fazių savybės. Pavyzdžiui, jų centre galėtų būti deimantų branduoliai, o paviršius – turtingas metanu ir kitais organiniais junginiais, svarbiais prebiotinei chemijai. Tyrimo rezultatai arXiv.
***
Gali būti, kad James Webb teleskopas aptiko planetą prie artimiausios į Saulę panašios žvaigždės – Kentauro Alfos A. Apie ją pasakoja Dr. Becky:
***
Prožvaigždės čiurkšlė Galaktikos pakraštyje. Žvaigždžių formavimosi procesai dažniausiai tiriami centrinėje Paukščių Tako dalyje. Ten gausu už helį sunkesnių cheminių elementų (astronomai juos vadina metalais), o ir žvaigždėdaros regionų netrūksta. Galaktikos išorės regionai, nutolę daugiau nei 15 kiloparsekų nuo centro, metalų turi daug mažiau, tad neaišku, ar ten žvaigždžių formavimasis vyksta panašiai kaip arčiau centro. Ypač mažai žinoma apie prožvaigždžių tėkmes ir čiurkšles – energingus dujų pliūpsnius, kuriuos jauni beisformuojantys objektai išmeta palei savo sukimosi ašį. Dabar astronomai pirmą kartą detaliai išmatavo erdviškai išskirtas prožvaigždžių tėkmes ir čiurkšles Galaktikos išorėje. Naudodami ALMA milimetrinių bangų teleskopų masyvą, tyrėjai stebėjo penkis žvaigždėdaros regionus, nutolusius maždaug 16-17 kiloparsekų nuo Galaktikos centro, arba dvigubai toliau, nei Saulė. Viename jų, Sh 2-283, aptiktos aiškios tėkmės ir čiurkšles, matomos pagal anglies monoksido spinduliuotę. Tėkmės pasiekia 5-50 km/s greitį, o čiurkšlės – net 50-100 km/s. Abu srautai yra gana siauri, tačiau netolygūs, o susideda iš daugybės smulkių „kulkų“ struktūrų. Erdviškai išskirti duomenys leido nustatyti dar dvi svarbias jų savybes: pirma, srautų greitis tolygiai auga tolstant nuo prožvaigždės centro (tai vadinama Hablo tipo srautu, nes primena Visatos plėtimąsi); antra, matyti atsikartojantys greičių komponentai, kurie greičiausiai reiškia, jog masė išmetinėjama epizodiškai, kas 900-4000 metų. Šie bruožai praktiškai identiški artimų prožvaigždžių sistemų savybėms, o tai reiškia, kad žvaigždžių formavimasis mažo metalingumo aplinkose, tokiose kaip Galaktikos išorė, vyksta panašiai kaip viduje. Vienintelis pastebėtas skirtumas – silicio monoksido ir anglies monoksido santykis čiurkšlių „kulkose“ yra mažesnis nei centrinės Galaktikos dalies prožvaigždėse. Taip gali nutikti dėl skirtingos dujų ar dulkių cheminės sudėties išoriniuose regionuose. Be Sh 2-283, tyrėjai aptiko dar keturis srautų šaltinius, kas rodo šių reiškinių paplitimą ir Galaktikos išorėje. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal.
***
Nemetalingos žvaigždės irgi poruojasi. Dauguma masyvių žvaigždžių Paukščių Take turi bent vieną artimą žvaigždę kompanionę. Šių dvinarių sistemų raidą paveikia stiprios žvaigždžių tarpusavio sąveikos. Ypač tai atsiliepia supernovų sprogimams žvaigždžių gyvenimo pabaigoje ir kompaktiškoms jų liekanoms. Ar taip buvo ir Visatos jaunystėje? Kol kas buvo neaišku: tolimos galaktikos nuo mūsiškės gerokai skiriasi, tad daryti išvadas apie jas, remiantis Paukščių Tako būdingomis situacijomis, buvo pavojinga. Dabar astronomai atskleidė, kad bene svarbiausias skirtumas – cheminė sudėtis – įtakos neturi: masyvios žvaigždės artimų kompanionių dažnai turi net ir metalų neturtingose aplinkose. Metalais astronomai vadina visus elementus, sunkesnius už helį; jie formuojasi žvaigždėse, o šioms mirus pasklinda į aplinką ir gali dalyvauti naujų žvaigždžių formavimesi. Mokslininkai stebėjimams pasiirnko Mažąjį Magelano debesį – galaktiką, kurios metalų kiekis yra maždaug penkis kartus mažesnis, nei Saulės. Didelėse galaltikose tiek mažai metalų buvo jaunoje Visatoje, keli milijardai metų po Didžiojo sprogimo. Per tris mėnesius jie devynis kartus išmatavo 139 masyvių žvaigždžių radialinių greičių pokyčius. Pasirinktos žvaigždės yra 15-60 kartų masyvesnės už Saulę, labai karštos ir šviesios; jos visos baigs gyvenimus supernovų sprogimais. Duomenys parodė, kad 45% stebimų žvaigždžių patyrė radialinių greičių variacijų, kas rodo jas turint artimas kompaniones su orbitų periodais trumpesniais nei vieni metai. Atsižvelgiant į stebėjimų netikslumus, artimas kompaniones turi bent 70% tirtųjų žvaigždžių. Didžioji jų dalis per savo gyvenimą artimai sąveikauja su kompanione. Mokslininkai nerado jokių statistiškai reikšmingų skirtumų tarp masyvių žvaigždžių dvinarių kompanionių Paukščių Take ir Mažajame Magelano debesyje, taigi šie parametrai, panašu, nepriklauso nei nuo metalų kiekio, nei nuo galaktikos masės. Rezultatai leidžia daryti išvadą, kad dvinariškumas ir sąveikos procesai veikė masyvių žvaigždžių evoliuciją ir mirtį tiek dabar, tiek prieš daugybę milijardų metų. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Astronomy.
***
Greičiausių baltųjų nykštukių kilmė. Hipergreitos baltosios nykštukės – tai kompaktiški žvaigždžių likučiai, skriejantys greičiau nei maždaug 500 km/s. Tokio greičio pakanka, kad jos pabėgtų iš Paukščių Tako. Šių ypatingų dangaus kūnų kilmė iki šiol buvo mįslinga, nes ankstesni modeliai negalėjo vienu metu paaiškinti ir ekstremalių greičių, ir stebimų savybių, tokių kaip neįprastai aukšta temperatūra ir mažas šviesis. Dabar mokslininkai, pasitelkę skaitmeninius hidrodinaminius modelius, teigia radę paaiškinimą: hipergreitos nykštukės gali atsirasti po dviejų nykštukių susidūrimo ir sprogimo. Modelio skaičiavimams pasirinktos 0,69 ir 0,62 Saulės masių baltosios nykštukės, sudarytos ir helio, anglies ir deguonies. Susidūrimo metu mažesnės masės žvaigždė dalinai suyra, o sunkesnioji patiria dvigubą detonaciją – du sprogimai įvyksta beveik vienu metu skirtingose žvaigždės vietose. Šis procesas kaip katapulta išsviedžia mažesnės žvaigždės likučius 2000 km/s greičiu, kas atitinka stebimų hipergreičių baltųjų nykštukių savybes. Mažos išmestų likučių masės ir kaitinimas iš didesnės žvaigždės sprogimo produktų dera su karštų hipergreitųjų baltųjų nykštukių stebimomis savybėmis – mažu šviesiu ir aukšta temperatūra. Atradimas ne tik atskleidžia naują hipergreitųjų žvaigždžių formavimosi kanalą, bet ir paaiškina keistai silpnų supernovų – žvaigždžių sprogimų – ir panašių trumpalaikių reiškinių egzistavimą. Šie rezultatai bus aktualūs tiek analizuojant ateities stebėjimus, tiek nagrinėjant archyvinius duomenis, pavyzdžiui surinktus Gaia teleskopu. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Astronomy.
***
Afrikos ūkas – supernovos liekana, o jos centre tūno neutroninė žvaigždė. Neutroninės žvaigždės dažnai svaidosi čiurkšlėmis, bet kaip greitai jos prasideda po sprogimo? Naujo ūko stebėjimai atskleidžia dvi besiveržiančias čiurkšles: ryškesnė matoma viršutiniame dešiniame ūko kampe, kita – kairėje ties viduriu. Panašu, kad čiurkšlės prasidėjo vos 100 metų po sprogimo ir truko apie tūkstantmetį, o jų galia buvo didesnė, nei anksčiau prognozuota viršutinė neutroninių žvaigždžių čiurkšlių riba.
***
Nuoga juodoji skylė ankstyvoje Visatoje. Standartiniai galaktikų formavimosi modeliai teigia, kad pirma susidaro galaktikos, o jų centruose augančios supermasyvios juodosios skylės minta galaktikų žvaigždėmis ir dujomis. Šiuo principu paremtos prognozės rodo glaudų ryšį tarp juodosios skylės ir ją supančios galaktikos masių – kuo masyvesnė galaktika, tuo didesnė jos centrinė juodoji skylė. Tačiau James Webb teleskopas rado daugybę galaktikų jaunoje Visatoje, kurių juodosios skylės santykinai gerokai masyvesnės, nei prognozuota. Tarp tokių galaktikų yra ir vadinamieji „maži raudoni taškeliai“ (LRD). Jie yra palyginus blausūs ir raudoni, bet vis tiek skleidžia gana ryškią spinduliuotę, kurią galima priskirti aktyviems galaktikų branduoliams, t.y. dujas sparčiai ryjančioms juodosiomis skylėmis. Neįprastos LRD savybės verčia abejoti kai kurių metodų, taikomų juodųjų skylių masėms nustatyti, patikimumu. Tačiau dabar astronomai vieno LRD juodosios skylės masę išmatavo daug patikimiau ir gavo netikėtą rezultatą: ji sudaro daugiau nei pusę galaktikos masės. Tyrėjai pasinaudojo tuo, kad galaktika, pažymėta QSO1, yra gravitaciškai lęšiuota: jos šviesis ir dydis padidėjo dėl spindulių iškreipimo, kurį sukėlė arčiau esantis galaktikų spiečius. Objektas matomas iš laikų, kai Visatos amžius buvo vos 800 milijonų metų. Išmatavę dujų judėjimo greičius aplink objekto centrą, mokslininkai nustatė, kad ten yra 50 milijonų Saulės masių juodoji skylė – tai atitinka ankstesnius paprastesniais metodais gautus vertinimus. Svarbiausia ir netikėta, kad dujų judėjimas atitinka Keplerio dėsnį: greičiai mažėja tolstant nuo centro, kaip turėtų būti skriejant aplink centrinį mažą masyvų kūną. Tokiu judėjimu pasižymi planetinės sistemos, kurių beveik visą masę sudaro žvaigždės masė. Tuo tarpu galaktikose taip nėra, nes galaktikos masė gerokai nustelbia juodosios skylės masę. Visgi QSO1 atveju juodosios skylės ir galaktikoje esančių žvaigždžių masių santykis viršija 2:1. Tai reiškia, kad juodoji skylė yra praktiškai „nuoga“, o galaktika aplink ją dar neužaugo. Tokia konfigūracija perša išvadą, kad ši LRD greičiausiai yra masyvi juodosios skylės užuomazga, kurią stebime anksčiausioje augimo stadijoje. Taigi tikėtina, kad bent kai kuriais atvejais juodosios skylės atsiranda ir ima augti anksčiau nei jų galaktikos. Tyrimo rezultatai arXiv.
***
Štai tokios naujienos iš praėjusios savaitės. Kaip įprastai, laukiu jūsų klausimų ir komentarų.
Laiqualasse