Nors ir lėtai, lyginant su žmonija, kosminiai procesai kinta. Štai Saulės aktyvumas keičiasi 11 metų ciklu ir ilgesniais; dabar išsiaiškinome, kad 20 metų silpęs jis paskutinius keliolika metų vėl vidutiniškai stiprėja. Aktyviai medžiagą ryjančios neutroninės žvaigždės pučia vėjus, tačiau daug lėtesnius, nei buvo tikimasi. O jaunoje Visatoje rastos tolimiausios rimstančios galaktikos, kuriose neseniai baigėsi stiprūs žvaigždėdaros epizodai. Kitose naujienose – Žemės plutos ir orbitos Galaktikoje ryšys, masyvių žvaigždžių augimo detalės ir mažų raudonų taškelių struktūros paaiškinimas. Gero skaitymo!

***

Saulės aktyvumas atsigauna. Saulės aktyvumas – magnetinių procesų žvaigždėje intensyvumas – pasireiškia įvairiai: dėmėmis, žybsniais, vainikinės masės išmetimais bei Saulės vėju. Pastarasis yra šimtų kilometrų per sekundę greičiu lekiantis elektringų dalelių srautas. Per du dešimtmečius iki 2008 metų Saulės vėjas gerokai silpo, o tais metais prasidėjęs 24-asis Saulės ciklas tapo silpniausiu per beveik šimtą metų. Daugelio vėjo parametrų mažėjimas paskatino diskusijas, ar Saulėje neprasidėjo naujas labai silpno aktyvumo etapas. Tokie laikotarpiai užfiksuoti praeityje: XVII a. pabaigoje ir XVIII pradžioje vyko Maunderio minimumas, po šimtmečio – Daltono minimumas. Tačiau nauja Saulės vėjo duomenų analizė parodė, kad nuo 2008 metų tendencija apsivertė ir praktiškai visi vėjo parametrai auga. Remdamiesi 2008-2025 metų duomenimis, tyrėjai nustatė reikšmingus Saulės vėjo protonų parametrų padidėjimus. Greitis išaugo mažiausiai – maždaug 6%, daugelis kitų parametrų – apie trečdaliu, o šiluminis slėgis ir pernešamos energijos srautas – daugiau nei 40%. Šie duomenys leidžia daryti išvadą, kad 24-ojo Saulės ciklo išskirtinis silpnumas greičiausiai buvo tik laikinas nukrypimas, o ne ilgalaikės tendencijos pradžia. Dabar Saulė, užuot žengusi į modernų ilgalaikį minimumą, atsigauna po maždaug 20 metų trukusio nuosmukio. Tiesa, šiuo metu Saulės vėjo kinematinis slėgis vis dar yra kiek mažesnis, nei fiksuotas 20-ojo amžiaus pabaigoje. Šie rezultatai svarbūs prognozuojant kosminius orus ir siekiant suprasti ilgalaikes Saulės tendencijas. Aktyvumo augimas gali lemti dažnesnes geomagnetines audras ir palydovų apgadinimus, paveikti viršutinę Žemės atmosferos dalį. Tad akivaizdu, jog reikia Saulės vėją analogiškai stebėti ir toliau, kad suprastume, ar šis padidėjimas tęsis ateinančių Saulės ciklų metu, ar parametrai stabilizuosis dabartiniame lygyje. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal Letters.

***.

Žemės pluta atspindi Saulės kelionę Galaktikoje. Paukščių Tako spiralinės vijos yra didžiulės struktūros, kuriose koncentruojasi jaunos žvaigždės, dujos ir dulkės. Saulės sistema skrieja aplink Galaktikos centrą maždaug 220 milijonų metų periodu, periodiškai praeidama pro šiuos sutankėjimus. Kiekvienas toks perėjimas gali turėti poveikį Žemei, nes sustiprėjusi aplinkos gravitacija gali sutrikdyti Oorto debesį – tolimiausią Saulės sistemos dalį, iš kurios kyla daugelis kometų. Tada kometų, lekiančių į centrinę sistemos dalį, srautas turėtų išaugti; kartu išaugtų ir kometų smūgių į Žemę dažnumas, o tai paveiktų planetos geologinę raidą. Dabar mokslininkai pirmą kartą tiesiogiai palygino Žemės geologinius duomenis su neutralaus vandenilio tankio pasiskirstymu Paukščių Tako spiralinėse vijose ir aptiko aiškų ryšį tarp kosmoso procesų ir Žemės plutos evoliucijos. Tyrėjai analizavo deguonies izotopų gausos pasiskirstymą įvairaus amžiaus cirkonio kristaluose, kurie randami senovinėse magminėse uolienose. Deguonies izotopai yra atomo atmainos su skirtingu neutronų skaičiumi branduolyje. Dažniausia atmaina yra deguonis-16, su aštuoniais protonais ir tiek pat neutronų. Deguonis-18 turi dviem neutronais daugiau; būtent jo gausos variacijas tyrėjai ir nagrinėjo. Jie nustatė, kad skirtingo amžiaus kristaluose deguonies-18 gausos skirstinys pasižymi skirtingu pločiu: kartais visi panašaus amžiaus kristalai turi gana panašias deguonies-18 vertes, kartais – gerokai besiskiriančias tarpusavyje. Laikotarpiai, kai deguonies-18 vertės labai skirtingos, įspūdingai tiksliai dera su laikais, kai Saulės sistema skriejo pro Paukščių Tako spiralines vijas, kurios matomos analizuojant neutralaus vandenilio stebėjimų duomenis. Cirkonio kristalai formuojasi magmoje; jų deguonies izotopų sudėtis rodo, kaip giliai lydėsi Žemės pluta ir kiek ji sąveikavo su paviršiaus vandeniu. Didesnė gausos įvairovė rodo didesnį magminių procesų kintamumą; šį paaiškinti gali suintensyvėję kometų smūgiai į Žemę, kaip ir tikėtina judant pro spiralinę viją. Toks ryšys tarp Galaktikos mastelio procesų ir Žemės geologinės istorijos atskleidžia, kad astrofizikinis poveikis planetų raidai gali būti gerokai reikšmingesnis, nei manyta iki šiol. Rezultatai rodo būtinybę atsižvelgti į kosminius veiksnius tiriant Žemės ir kitų planetų geologinę raidą. Tyrimo rezultatai publikuojami Physical Review Research.

***

Kartais asteroidai, net ir artimi, aptinkami vos pora savaičių prieš praskrendant arti Žemės. O jei tokio trajektorija vestų susidūrimo su planeta link? Ar žmonija galėtų susidoroti su tokiu pavojumi? Pasakoja Kurzgesagt:

***

Naujai aptikta kometa C/2025 R2 (SWAN) jau matoma su nedideliais žiūronais ar teleskopu. Spalio antroje pusėje ji priartės arčiau Žemės, nei ketvirtis atstumo iki Saulės. Plika akimi greičiausiai vis tiek nebus matoma, bet gali tapti įdomiu taikiniu astronomams-mėgėjams.

***

Veneros paviršių paaiškina karšta mantija. Venera ir Žemė dažnai vadinamos planetomis dvynėmis, mat jų dydis, tankis ir atstumas nuo Saulės gana panašūs. Iš kitos pusės, jų paviršiai atskleidžia kardinaliai skirtingą raidą per milijardus metų. Viena iš Veneros paviršiaus paslapčių – apvalainos įgriuvos, vadinamos vainikais, neturinčios analogų nei Žemėje, nei kituose žinomuose dangaus kūnuose. Šie dariniai atrodo kaip terasuoti tūkstančių kilometrų skersmens kalnagūbriai, iškelti po paviršiumi judančios karštos magmos burbulų, arba kaip mažesni susmukę suflė, įgriuvę vėstant ir traukiantis popaviršiniams sluoksniams. Skirtingų vainikų dydžiai gali skirtis net ir dešimtis kartų. Dabar mokslininkai pateikė paaiškinimą, kokie procesai formuoja šias struktūras. Tyrėjai sumodeliavo mantijos – po pluta esančio dalinai skysto regiono – konvekcijos procesus, įtraukdami įvairių mineralų fazinius virsmus. Taip jie nustatė, kad Veneros sąlygomis gali susiformuoti abiejų tipų vainikai. Tam reikia, kad Veneros mantijos temperatūra 250-400 K viršytų Žemės. Venera turi vientisą kietą plutą, skirtingai nuo Žemės, kurioje juda tektoninės plokštės. Karšti kylantys magmos srautai, panašūs į lavos lempų burbulus, gali prasibrauti iš branduolio ir sukurti dideles (2000 km pločio) vulkanines struktūras. Tačiau daugelis šių karštų magmos srovių tam neturi pakankamai energijos. Artėdamos prie paviršiaus maždaug 600 km gylyje, jos susiduria su specifiniu mantijos sluoksniu, kuris atsiranda dėl kintančios uolienų kristalizacijos. Taip susidaro tarsi stiklinės lubos, kurios sustabdo plačiųjų srautų judėjimą, tačiau iš šio sluoksnio gali kilti mažesni burbulai. Jie gali suformuoti gausias mažesnes vainikų struktūras, išsibarsčiusias po planetos paviršių. Tyrėjų nuomone, šis atradimas gali gerokai pakeisti supratimą apie Veneros sandarą, panašiai kaip tektoninių plokščių teorija pakeitė Žemės geologijos supratimą prieš daugiau nei 50 metų. Veneros studijos padeda suprasti, kodėl ši planeta, iš pirmo žvilgsnio tokia panaši į Žemę, pasuko visai kitu evoliucijos keliu. Tai bus labai svarbu ir nagrinėjant egzoplanetas bei galima jų tinkamumą gyvybei. Tyrimo rezultatai publikuojami Proceedings of the National Academy of Sciences.

***

Marsą vanduo skalavo daug kartų. Perseverance marsaeigis jau beveik ketverius metus tyrinėja Jezero kraterį, ieškodamas senovės Marso geologinių procesų įrodymų ir galimų gyvybės ženklų. Jo tiriamos uolienos susideda iš įvairių mineralų, o šie formuojasi specifinėmis aplinkos sąlygomis. Priklausomai nuo temperatūros, rūgštingumo lygio ir skystų medžiagų cheminės sudėties susidaro skirtingi mineralai, todėl jie yra patikimi planetų istorijos liudininkai. Anksčiau Perseverance surinkti duomenys atskleidė organinės anglies pėdsakus Marso uolienose, tačiau jų kilmė išliko neaiški. Dabar mokslininkai, panaudoję naują mineralų identifikavimo algoritmą, aptiko 24-ias mineralų rūšis ir nustatė, kad Jezero krateris vandens buvo skalaujamas keletą kartų, ir kiekvienas iš šių epizodų galėjo sudaryti gyvybei palankias sąlygas. Tyrėjai panaudojo Mineralų identifikavimo stoichometrijos būdu (MIST) algoritmą, interpretuodami duomenis iš Perseverance PIXL instrumento, kuris apšaudo Marso uolienas rentgeno spinduliais ir beprecedentiškai tiksliai atskleidžia jų cheminę sudėtį. Analizė atlikta su daugiau nei 90 tūkstančių PIXL duomenų rinkinių, surinktų per 1100 Marso dienų (truputį daugiau nei trejus Žemės metus). Pagrindiniai mineralai buvo jau seniai žinomi olivinas, piroksenas ir plagioklazai, taip pat įvairūs filosilikatai. Greta jų MIST analizės rezultatai atskleidė tris mineralų grupes, kurioms susidaryti reikia skirtingų savybių vandens. Pirmoji grupė formuojasi aukštos temperatūros rūgščiuose skysčiuose; jos aptikta tik kraterio dugno uolienose. Šie mineralai liudija apie karščiausias ir rūgščiausias sąlygas, kurios būtų mažiausiai palankios gyvybei, nors Žemėje randama ekstremofilų, pakeliančių ir tokias sąlygas. Antrasis mineralų rinkinys atspindi vidutinės temperatūros ir neutralaus pH sąlygas, palankesnes gyvybei; jis paplitęs platesniame regione. Trečiosios grupės mineralai formavosi žemos temperatūros šarminiame skystyje; tokia aplinka būtų itin palanki gyvybei, panašiai į šiandieninę žemiškąją. Jų aptikta visuose Perseverance tyrinėtuose regionuose. Rezultatai patvirtina, kad Jezero kraterio ir jame plytėjusio ežero vandens istorija buvo intriguojanti ir sudėtinga, o sąlygos tapo vis palankesnės gyvybei. Kiekvienas naujas mineralų atradimas ne tik artina mokslininkus prie atsakymo, ar Marsas kada nors palaikė gyvybę, bet ir padeda tobulinti strategiją, sprendžiant, kuriuos mėginius rinkti pargabenimui į Žemę. Tyrimo rezultatai publikuojami Journal of Geophysical Research: Planets.

***

Šaltos rudosios nykštukės chemija. Rudosios nykštukės yra tarpiniai objektai tarp planetų ir žvaigždžių – jų masė per maža, kad centre įsižiebtų termobranduolinės reakcijos, tačiau didesnė nei didžiausių planetų. Šaltose nykštukėse, kurių temperatūra neviršija 500 K, galime tikėtis aptikti įvairiausių molekulių, panašiai kaip Jupiterio ir Saturno atmosferose. 20 parsekų ir mažesniu atstumu nuo Saulės žinomos 29 tokios nykštukės, tad jas galima panaudoti kaip laboratorijas dujinių egzoplanetų atmosferų tyrimams. Didžioji dalis iš 29 yraizoliuotos ir senos, taigi tikėtina, jog atspindi ankstyvosios Visatos sąlygas. Dabar James Webb teleskopo stebėjimais vienoje senoje rudojoje nykštukėje aptiktas silanas – molekulė iš silicio ir keturių vandenilio atomų. Šis junginys turėtų būti svarbus silicio rezervuaras dujinių planetų atmosferose, bet iki šiol nebuvo stebėtas. Nykštukė, sutrumpintai pavadinta W1534, priklauso Galaktikos halui – labai senai žvaigždžių populiacijai. Tą atspindi tiek jos judėjimo trajektorija, tiek cheminė sudėtis: nykštukėje sunkesnių už helį elementų yra apie 100 kartų mažiau, nei Saulėje. Jos spektre James Webb aptiko metano, vandens ir, svarbiausia, silano. Aiški jo 4,55 mikrometro ilgio spektro linija leido apskaičiuoti gausą – apie 20 dalių milijarde. Teoriniai skaičiavimai rodo, kad tokiomis sąlygomis, kokios susidaro planetų-milžinių ir rudųjų nykštukių atmosferose, silanas turėtų sukaupti didžiąją dalį silicio atomų. Tačiau paprastai jo nebūna matoma. Kodėl? Jis išnyksta iš stebimų atmosferų sluoksnių, kai giliau susiformuoja silikatų debesys. Pastarieji junginiai formuojasi tuo lengviau, kuo daugiau terpėje yra už helį sunkesnių elementų. Būtent tai paaiškina, kodėl silanas neaptinkamas tokiais elementais turtingose Saulės sistemos planetose – Jupiteryje ir Saturne. Tuo tarpu W1534 atmosferoje silanas išlieka, nes silikatų debesys formuojasi sunkiai. Cheminiai modeliai rodo, kad pagrindiniai silano rezervuarai turėtų būti iškart virš silikatų debesų sluoksnių, iš išorės nematomame gylyje. Vertikalus atmosferos maišymasis gali perkelti molekules į stebimus atmosferos sluoksnius. Silano formavimasis ir aptikimas atskleidžia svarbius ryšius tarp atmosferos sudėties, debesų formavimosi ir atmosferos maišymosi šaltose rudose nykštukėse bei planetų atmosferose. Šis atradimas rodo, kaip stipriai cheminės atmosferos savybės priklauso nuo skirtingų elementų gausos ir padeda geriau suprasti egzoplanetų atmosferų įvairovę. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature.

***

Masyvios žvaigždės nukonkuruoja kitas. Masyvių žvaigždžių formavimosi procesai iki šiol nėra iki galo aiškūs. Pagrindinė to priežastis – masyvios žvaigždės labai retos, lyginant su mažomis. Pastarosios auga iš daugmaž vienalytės medžiagos sankaupos, tuo tarpu masyviosios gali formuotis dviem būdais. Pirmasis vadinamas konkuruojančia akrecija, kai kelios žvaigždės dėl tarpusavio gravitacijos „varžosi” dėl aplinkinės medžiagos; antrasis – turbulentiška akrecija, kai viena masyvesnė sankaupa susiformuoja iškart iš motininio dujų debesies dėl turbulentinių procesų. Siekiant išsiaiškinti, kuris mechanizmas dominuoja, svarbu nustatyti, kaip vyksta fragmentacija – medžiagos sankaupų skaidymasis į vis mažesnius, potencialiai žvaigždes formuojančius branduolius. Jei masyvių žvaigždžių pradmenys susiformuoja atokiai vienas nuo kito ir yra gana dažni, greičiausiai veikia turbulentiška akrecija; jei jų yra labai nedaug, bet aplink matomi mažesni branduoliai, labiau tikėtinas konkuruojančios akrecijos scenarijus. Dabar astronomai išnagrinėjo 139 ryškiai infraraudonai švytinčius masyvius besiformuojančius žvaigždžių spiečius ir nustatė, jog konkuruojanti akrecija jų savybes paaiškina geriau. ALMA teleskopų masyvas leido pasiekti vienos lanko sekundės (maždaug 0,02 parseko stebimų spiečių atstumu) erdvinę skyrą. Aptikti net 1562 kompaktiški branduoliai – daugiau nei po dešimt kiekviename spiečiuje. Jų tarpusavio atstumai pasirodė maži – vidutiniškai apie penkis kartus mažesni, nei šiluminis Jeans ilgis – charakteristingas atstumas, kuriuo turėtų būti atskirti fragmentai, jei jų susidarymą lemtų tik šiluminiai procesai. Maži atstumai rodo, kad fragmentacija vyko ne dėl šiluminių, o dėl kitų procesų, greičiausiai gravitacinių nestabilumų ir turbulencijos. Remdamiesi žvaigždėdaros požymiais, tyrėjai suskirstė branduolius į tris kategorijas: 127 be žvaigždžių, 971 šiltus ir 464 išsivysčiusius. Vos du bežvaigždžiai branduoliai turėjo daugiau nei 16 Saulės masių ir galėtų potencialiai formuoti masyvias žvaigždes. Tokių kandidatų retumas ir maži atstumai nuo kaimynų rodo, kad konkuruojančios akrecijos modeliai geriau paaiškina masyvių žvaigždžių formavimąsi, bent jau šiuose protospiečiuose. Taigi galima daryti išvadą, kad masyvios žvaigždės greičiausiai formuojasi nukonkuruodamos aplinkines ir prisijungdamos didžiausią kiekį medžiagos, o ne iškart iš masyvių debesies fragmentų. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal Supplement Series.

***

Hierarchinis masyvių žvaigždžių augimas. Praeitoje naujienoje aptartas masyvių žvaigždžių formavimasis nesibaigia masyvių fragmentų atsiradimu. Kelias nuo tamsios debesies šerdies iki masyvios žvaigždės apima masės persiskirstymą, dujų akreciją iš aplinkos ir migraciją iki augančios prožvaigždės. Iki šiol šis procesas buvo ganėtinai neaiškus. Dabar mokslininkai pirmą kartą atskleidė, kaip dujos srūva iš milžiniško apvalkalo besiformuojančią masyvią žvaigždę supančio disko link. Tyrėjai panaudojo ALMA teleskopų masyvą ir sekė mazerius – natūralius mikrobangę spinduliuotę stiprinančius dujų telkinius – masyvių žvaigždžių formavimosi regione IRAS 18134-1942, nutolusiame apie 1,25 kiloparseko nuo Saulės. Taip jie galėjo sekti dujų srauti ~2500 iki ~40 astronominių vienetų nuo prožvaigždės; 1 AU yra vidutinis atstumas tarp Saulės ir Žemės, apie 150 milijonų kilometrų. Srautai pasirodė esantys sluoksniuoti, o jų struktūra šiek tiek primena galaktikas. Didžiausiais masteliais keletas spiralinių srautų nukreipia medžiagą centro link; jie susidaro dėl motininio debesies sukimosi ir traukimosi. Šie srautai susijungia į pailgą struktūrą, primenančią galaktinę skersę, kuri toliau siunčia dujas centro link. Arčiau centro dujos maitina besisukantį ir besitraukiantį apvalkalą, o galiausiai, kelių šimtų AU atstumu, nusistovi į akrecinį diską. Tyrėjai nustatė, kad dujų transporto sparta spiralinėse vijose ir skersėje siekia apie vieną dešimttūkstantąją Saulės masės dalį per metus, o disko masteliu sumažėjo iki vienos milijonosios Saulės masės per metus. Tai rodo, kad ir apvalkalas, ir diskas kartu reguliuoja prožvaigždės augimo efektyvumą. Be to, apvalkalo sukimosi ašis yra pakreipta nemenku kampu nuo prožvaigždės disko – tokį nesutapimą greičiausiai sukelia turbulentiškos dujų tėkmės. Šie rezultatai rodo, kad masyvių molekulinių debesų telkinių vidinės struktūros nėra atsitiktinės ar chaotiškos, bet gali rodyti labai tvarkingus, galaktikoms panašius hierarchinius modelius. Tyrimo rezultatai publikuojami Science Advances.

***

Lėtas neutroninės žvaigždės vėjas. Medžiagos kritimas į kompaktiškus objektus – akrecija – dažniausiai sukelia ir vėjus, kurie paprastai matomi rentgeno spektro ruože. Galingiausi vėjai, vadinami Edingtono vėjais, turėtų kilti sistemose, kuriose akrecijos generuojamas spinduliuotės slėgis pakankamas įveikti gravitacijai net vidinėje akrecinio disko dalyje ir taip nustumti medžiagą į šalis. Manoma, kad šie vėjai turėtų būti ypatingai greiti ir energingi. Štai supermasyvių juodųjų skylių atveju tokie vėjai yra pagrindinis grįžtamojo ryšio mechanizmas, siejantis jų augimą su motinine galaktika. Bet dabar XRISM teleskopu atlikti neutroninės žvaigždės dvinarės sistemos GX 13+1 stebėjimai atskleidė netikėtus skirtumus tarp neutroninių žvaigždžių ir juodųjų skylių vėjų. Neutroninės žvaigždės ir kompanionės pora GX13+1 yra ryškus rentgeno šaltinis. Netikėtai prieš pat stebėjimų pradžią objektas pašviesėjo, pasiekdamas ar net viršydamas teorinę Edingtono ribą, kurią peržengus spinduliuotės slėgis nustelbia gravitaciją ir turėtų išpūsti didelę dalį disko medžiagos kaip vėją. Rentgeno spektras parodė, kad vėjas tikrai pučia ir yra labai tankus. Dujos sugeria didelę dalį šviesos, todėl objektas atrodė blausesnis, nei buvo iš tiesų. O vėjo greitis taip pat pasirodė labai menkas – apie milijoną km/h, arba 300 km/s, vos tūkstantoji šviesos greičio. Tuo tarpu supermasyvių juodųjų skylių vėjai tokiomis sąlygomis gali siekti 20-30% šviesos greičio, arba daugiau nei 200 milijonų km/h. Toks lėtas vėjas labiau primena šiluminius vėjus, kuriuos paleidžia spinduliuotė iš išorinės disko dalies menkai šviečiančiuose objektuose. Tyrėjų teigimu, skirtumas gali atsirasti dėl akrecinio disko temperatūros. Supermasyvių juodųjų skylių diskai būna šaltesni nei žvaigždinės masės sistemose, nes yra didesni ir jų galia pasklidusi didesniame plote. Todėl jie spinduliuoja daugiausiai ultravioletinius spindulius, kuriuos dujos sugeria lengviau nei rentgeno, tad medžiaga efektyviau stumiama ir vėjai labiau įgreitinami. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature.

***

Raudonieji taškeliai – akrecijos padarinys. Vienas iš netikėtų James Webb teleskopo atradimų yra „maži raudoni taškeliai” (Little Red Dots, LRD) – nepaprastai kompaktiški ir raudoni objektai, kurie nedera su jokiais žinomais astronominiais objektais. Beveik visi LRD yra labai tolimi – net artimiausių šviesa iki mūsų keliauja 12 milijardų metų, todėl juos matome tokius, kokie jie buvo vos 1,8 milijardo metų po Didžiojo sprogimo. Viena galima jų savybių interpretacija – galaktikos su nepaprastai didele žvaigždžių koncentracija, kita – dulkių gaubiami aktyvūs galaktikų branduoliai. Tačiau abi interpretacijos susiduria su iššūkiais ir visų stebėjimo duomenų nepaaiškina. Dabar mokslininkai pasiūlė naują paaiškinimą – centrinius kompaktiškus objektus LRD greičiausiai gaubia ne dulkės, o tankūs dujų apvalkalai. Per beveik 60 valandų stebėjimus Webb teleskopu tyrėjai išmatavo 4500 tolimų galaktikų spektrus ir tarp jų aptiko 35 LRD. Vienas iš pastarųjų buvo išskirtinis ir pavadintas “Šlaitu” (The Cliff) dėl ypatingos spektro savybės – staigaus ir labai didelio spektro šuolio ultravioletiniame ruože, vadinamo Balmerio lūžiu. Balmerio lūžis atsiranda tada, kai sistemoje yra daug vandenilio dujų ir jas jonizuojantis spinduliuotės šaltinis: į trumpesnių bangų pusę nuo lūžio dujos sugeria jonizuojančią spinduliuotę, tad pastarosios prasiskverbia mažiau ir matomas mažesnis intensyvumas. Tyrėjai pabandė spektrui pritaikyti įvairius anksčiau siūlytus LRD modelius, pavyzdžiui masyvias kompaktiškas žvaigždžių populiacijas ir dulkėtus aktyvius branduolius, bet nė vienas negalėjo paaiškinti Šlaito spektro. Tada jie sukūrė naują modelį: juodoji skylė, supama ne dulkių, o tankaus vandenilio dujų apvalkalo. Tokia „juodosios skylės žvaigždė” nėra tikra žvaigždė, nes joje nevyksta termobranduolinės reakcijos, tačiau išorinių sričių fizika panaši: aktyvus galaktikos branduolys šildo aplinkinį dujų apvalkalą, panašiai kaip žvaigždės branduolys šildo išorinius sluoksnius. Svarbu, kad dujų apvalkale vyksta daug intensyvesni turbulentiniai procesai nei įprastų žvaigždžių atmosferose. Šis modelis gerokai geriau aprašo stebėjimo duomenis, ypač Balmerio lūžio stiprumą, nei bet kuris kitas. Tokia interpretacija rodo, kad bent dalis LRD nėra išskirtinai tankios masyvios galaktikos, o centrinio jonizuojančio šaltinio, veikiančio gaubiančių dujų apvalkalą, padarinys. Toks scenarijus gali paaiškinti ir spartų juodųjų skylių masės augimą ankstyvoje Visatoje, ką patvirtina Webb teleskopo atradimai. Tyrimo rezultatai publikuojami Astronomy & Astrophysics.

***

Rimstančios galaktikos jaunoje Visatoje. Šiandieninėje Visatoje galaktikos ir jų centrinės supermasyvios juodosios skylės pasižymi glaudžiu ryšiu – kuo masyvesnė galaktika, tuo didesnė jos juodoji skylė, taip pat didesnė juodosios skylės masė koreliuoja su didesniais žvaigždžių judėjimo greičiais centrinėje galaktikos dalyje. Abu ryšiai rodo, kad juodosios skylės ir galaktikos augo kartu per milijardus metų – toks procesas vadinamas koevoliucija. Tačiau kada ir kaip prasidėjo ši sąveika, iki šiol lieka neaišku. Ryšys tikrai buvo labai panašus praėjus vos milijardui metų po Didžiojo sprogimo, o stebėti dar tolimesnes galaktikas iš ankstyvosios Visatos ir atskirti žvaigždžių spinduliuotę nuo juodosios skylės aktyvumo signalų – ypatingai sudėtinga. Dabar astronomai, panaudoję Subaru ir James Webb kosminius teleskopus, aptiko du kvazarus iš laikų, kai Visatos amžius buvo vos 900 milijonų metų, ir atskleidė ryšį tarp galaktikos aktyvumo ir žvaigždėdaros reguliavimo. Tyrėjai stebėjo kvazarus J2236+0032 ir J1512+4422, kurių šviesa iki mūsų keliavo 12,9 milijardo metų. Jų spektruose, infraraudonųjų spindulių ruože, aptiktos ne tik kvazarams būdingos emisijos linijos, bet ir vandenilio dujų sugerties linijos, kylančios iš jų galaktikų žvaigždžių. Detalūs šių linijų tyrimai atskleidė, kad galaktikos pastaruoju metu suformavo labai mažai naujų žvaigždžių, o tai rodo, kad pagrindinė žvaigždėdaros banga įvyko keliais šimtais milijonų metų anksčiau, nei stebimas laikotarpis. Vėliau galaktikų augimas sulėtėjo arba beveik sustojo. Abi galaktikos yra masyvios – bendra žvaigždžių masė siekia 40-60 milijardų Saulės masių. Tokios savybės būdingos vadinamoms “požybsninėms” galaktikoms, t.y. tokioms, kurios neseniai išgyveno reikšmingą žvaigždėdaros žybsnį, o dabar rimsta. J2236+0032 ir J1512+4422 yra tolimiausios šio tipo atstovės. Kvazarų spektro linijos rodo tėkmių – greitai išstumiamų dujų srautų – požymius. Tikėtina, kad šios tėkmės paveikė žvaigždėdarą ir galėjo ją ir sustabdyti. Tokį efektą prognozuoja įvairūs modeliai, tačiau užfiksuoti jį realiose pavienėse galaktikose labai sudėtinga. Išmatuoti žvaigždžių judėjimo greičiai atskleidė, kad viena galaktika atitinka šiandieninį juodosios skylės masės ir greičių dispersijos ryšį, o kitos juodoji skylė gerokai masyvesnė, nei sąryšis prognozuoja. Masyvių požybsninių galaktikų su ryškiais kvazarais egzistavimas rodo, kad supermasyvios juodosios skylės ir jų galaktikos vaidino svarbų vaidmenį viena kitos greitame ankstyvame formavimesi. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Astronomy.

***

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

Laiqualasse