Daugumos astronomų tyrinėjamų sistemų neįmanoma sutalpinti į laboratorijas, tad eksperimentus mums pakeičia kompiuteriniai modeliai. O jie gali parodyti labai daug įdomių dalykų, pavyzdžiui kad Veneros paviršiuje vėjai kartais pučia įkalnėn, o kartais – nuokalnėn, ir taip palaiko maždaug vienodą temperatūrą dieną ir naktį. Arba kad daugelio sub-Neptūnų paviršiai, nors ir labai karšti, nebūtinai yra padengti magmos okeanais. Arba kad pirmieji kamuoliniai spiečiai formavosi labai greitai… Tiesa, laboratoriniai eksperimentai kartais irgi būna įmanomi, pavyzdžiui anglies rutuliukų formavimosi tarpžvaigždinėmis sąlygomis tyrime. Kitose naujienose – Saulės ašigalio magnetinis laukas, Ijo plazmos toro stabilumas ir galimai aptikta galaktika su visiškai pirmykšte žvaigždžių populiacija. Gero skaitymo!
***
Kartais danguje galima pamatyti trumpai susidarančią spiralę. Net jei nepavyks jos pamatyti danguje, neabejotinai tokių nuotraukų bei vaizdo siužetų rasite internete. Tai yra raketų išmestų dujų kondensatas, tačiau jam susidaryti reikia specifinių sąlygų. Apie jas pasakoja Prof. Meghan Gray kanale Sixty Symbols:
***
Saulės ašigalio magnetinis laukas. Magnetinio lauko veikiama konvekcija – karštos plazmos judėjimas aukštyn ir šaltos leidimasis – Saulės paviršiuje sukuria granules, generuoja magnetinį lauką ir sukelia įvairiausius aktyvumo pasireiškimus, tokius kaip dėmės ir žybsniai. Daugiau nei pusšimtį metų trunkantys gana detalūs stebėjimai leido susidaryti neblogą vaizdą apie proceso eigą arti Saulės pusiaujo ir vidurinėse plokštumose, tačiau kas vyksta prie ašigalių, žinome menkai. Taip yra dėl to, kad ašigalius sunku stebėti tiek iš Žemės, tiek iš ekliptikos plokštumos, kurioje skrieja visos planetos. Mūsų paleisti zondai irgi dažniausiai skrieja arti ekliptikos plokštumos, nes taip tiesiog paprasčiau. Europos kosmoso agentūros zondas Solar Orbiter buvo sukurtas su kitokia užduotimi: kovo mėnesį jis atliko manevrą arti Veneros ir paliko ekliptikos plokštumą, o dabar skrieja pasviręs 17 laipsnių kampu į ją. Nors toli gražu ne 90 laipsnių, tokio pakilimo irgi užtenka, kad būtų galima daug geriau įžiūrėti Saulės ašigaliuose vykstančius procesus. Naujame tyrime pristatomi pirmieji šių stebėjimų analizės rezultatai. Patvirtinta, kad Saulės paviršiaus supergranulės – karštos plazmos burbulai, ribojami šaltesnių grimztančių srovių – prie ašigalių yra panašaus dydžio, kaip arti pusiaujo, maždaug 20-40 tūkstančių kilometrų skersmens. Magnetinio lauko struktūros migruoja ašigalių link vidutiniu 10-20 m/s greičiu. Šis greitis taip pat panašus į stebimą arti ašigalių, o tai yra netikėta, nes įvairūs modeliai prognozuoja, kad artėjant prie ašigalių greitis turėtų mažėti. Šie rezultatai verčia permąstyti dabartinį supratimą apie magnetinių laukų ir konvekcijos sąveiką arti Saulės ašigalių, o tai labai svarbu siekiant geriau suprasti Saulės aktyvumo ciklą. Pastarasis yra maždaug 11 metų laikotarpis, per kurį Saulės magnetinis laukas apsiverčia, o aktyvumo lygis išauga ir nuslopsta. Magnetinio lauko judėjimas ašigalių link yra svarbi ciklo dalis, nes prie ašigalių susikaupęs magnetinis laukas gali lemti sekančio ciklo stiprumą. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal Letters.
***
Vėjai Veneros paviršiuje. Sąlygos Veneros paviršiuje – pragariškos: milžiniškas karštis ir slėgis bematant išlydo bet kokį žmonių prietaisą. Tad ir detalūs paviršiaus tyrimai praktiškai neįmanomi. Orbitinių zondų matavimai parodė, kad vėjo greitis Veneros atmosferos apačioje siekia vos 1 m/s – palyginti su 20 m/s Žemėje ar 40 m/s Marse, tai atrodo nedaug. Tačiau Veneros atmosfera daug tankesnė, todėl net ir tokie lėti vėjai turi didelę įtaką tiek paviršiaus temperatūrai, tiek dulkių kiekiui ore. Naujame tyrime astronomai pristato modelį, aiškinantį vėjo ir dulkių savybes Veneros paviršiuje. Pirmą kartą Veneros modelyje įtraukta planetos sukimosi ir dienos-nakties ciklo įtaka. Veneros diena trunka net 117 Žemės parų, o naktis – antra tiek. Nors ir lėtas, sukimasis svarbus, nes planetos atmosferą Saulės šviesa įkaitina labai stipriai. Na, bent jau viršutinius sluoksnius. Naujasis modelis šiuos pokyčius įvertina ir giliau, ties planetos paviršiumi. Skaičiavimai rodo, kad egzistuoja reikšmingas skirtumas tarp kalnuotų regionų ir lygumų. Kalvotuose regionuose arti pusiaujo dienos-nakties skirtumas pastebimas: dieną vėjai pučia iš žemiausių regionų aukštyn, nes Saulės šviesa labiau įkaitina slėnius, o naktį procesas apsiverčia dėl infraraudonosios spinduliuotės. Arčiau ašigalių vėjai nuolat pučia šlaitais žemyn, nes ten planeta daugiau vėsta dėl savo spinduliuotės, nei kaista nuo Saulės. Šie procesai turi tiesioginį poveikį paviršiaus temperatūrai – leisdamosi oro masės suspaudžiamos ir įkaista, kompensuodamos paviršiaus vėsimą dėl spinduliuotės. Taip vėjai kalnuose palaiko temperatūrą stabilią, su mažesniu nei 1 laipsnio svyravimu tarp nakties ir dienos. Tuo tarpu lygumose temperatūra kinta iki keturių laipsnių. Aišku, abu skaičiai daug mažesni, nei temperatūros pokyčiai Žemėje ar Marse, ar tos pačios Veneros atmosferos viršutiniuose sluoksniuose. Šiuo metu rengiamas zondas DAVINCI, išskrisiantis apie 2030-uosius, tyrinės Venerą tiek iš orbitos, tiek nusiųsdamas zondą, kuris turėtų nusileisti iki pat paviršiaus. Numatomas taikinys yra Alfa regionas – kalnuota zona netoli pusiaujo. Modelio rezultatai rodo, kad kone pusėje Alfa regiono pučiantys vėjai pakankamai greiti, kad pakeltų smulkias, dešimčių mikrometrų dydžio, smilteles. Vadinasi, DAVINCI zondas galimai galės tyrinėti ne tik Veneros atmosferos savybes iki pat paviršiaus, bet ir paviršines dulkes, skrajojančias ore. Tyrimo rezultatai arXiv.
***
Stabilus Ijo plazmos toras. Jupiterio palydovas Ijo yra unikalus Saulės sistemoje – jame randame daugiau nei 400 aktyvių ugnikalnių, tarp kurių bent šimtas yra tikri kalnai, kai kurie aukštesni ir už Everestą. Paviršių raudonai, geltonai ir oranžiškai nudažo sieros turtingos lavos nuosėdos. Milžiniški lavos ežerai – didžiausias net 200 km pločio – taip pat margina paviršių. Žemės vulkanizmą kaitina vidinė šiluma iš dviejų šaltinių: pirmykštė šiluma, likusi iš planetos formavimosi, ir šiluma iš radioaktyvių elementų skilimo mantijoje ir plutoje. Bet gerokai mažesnis Ijo praktiškai neturi nei vieno, nei kito; jam energiją teikia stipri Jupiterio ir kaimyninių palydovų gravitacija, kuri nuolat tampo ir gniuždo mėnulį ir išlydo jo gelmes. Naujame tyrime pristatomi James Webb teleskopu atliktų stebėjimų rezultatai, atskleidžiantys sieros bei jos junginių išsiskyrimą iš Ijo gelmių ir judėjimą palydovo paviršiuje. James Webb teleskopas stebėjo Ijo du kartus, 2022 ir 2023 metais. Stebėjimai atlikti, kai palydovas buvo Jupiterio šešėlyje, todėl matoma spinduliuotė sklinda iš paties palydovo, o ne dėl atspindėtos Saulės šviesos. Aptikta vulkaninė šiluminė spinduliuotė iš Lokio slėnio ir Kanehekilio užlieto regiono. Lokio slėnis dar neseniai buvo didžiausias lavos ežeras Ijo, bet dabar suformavo naują plutą, panašiai kaip jau ne kartą nutiko per pastaruosius keletą dešimtmečių. Kanehekilio regione 2022 metais įvyko išsiveržimas, kurio metu lava pasklido ir padengė daugiau nei 4300 kvadratinių kilometrų paviršiaus. Visgi pagrindinis tyrimo taikinys buvo ne atskiri karšti regionai, o sieros ir jos junginių spinduliuotė Ijo ir jo apylinkėse. Pirmą kartą aptikta neutralių sieros atomų spinduliuotė. Ji sklinda tolygiai iš plačios juostos Io šiaurės pusrutulyje. Kiek netikėtai sieros spinduliuotė kyla ne tiesiogiai iš Ijo ugnikalnių, o iš smūginio sužadinimo, kai energingi elektronai pataiko į paviršių dengiančias sieros nuosėdas. Šie elektronai atlekia iš plazmos toro, kuris taip pat yra Ijo vulkanizmo pasekmė. Palydovo išmetamas dujas jonizuoja Jupiterio magnetosfera; taip susidaro riestainio formos juosta, skriejanti orbita aplink Jupiterį Ijo atstumu. Taip pat išmatuota sieros monoksido spinduliuotė; šios molekulės kyla iš 1500-1700 laipsnių temperatūros ugnikalnių ertmių, kaip ir prognozuoja modeliai. Tyrimo rezultatai atitinka kai kuriuos Hubble stebėjimus, darytus dar prieš 20 metų ir rodo, kad nepaisant intensyvios ir nuolatinės ugnikalnių veiklos, Ijo atmosfera ir plazmos toras yra stebėtinai stabilūs. Tyrimo rezultatai publikuojami Journal of Geophysical Research: Planets.
***
Encelado šiaurės ašigalio šiluma. Saturno palydovas Enceladas yra aktyvus pasaulis su sūriu popaviršiniu vandenynu, iš kurio arti pietų ašigalio veržiasi geizeriai. Skysto vandens, šilumos ir tinkamų cheminių medžiagų (tokių kaip fosforas ir įvairūs angliavandeniliai) buvimas reiškia, kad vandenyne gali susiformuoti gyvybė. Tačiau tam reikia, kad vandenynas būtų stabilus, kitaip tariant, energijos nuostoliai ir šildymas turi būti subalansuoti. Pagrindinis šilumos šaltinis yra potvyninis kaitinimas: Saturno gravitacija tempia ir spaudžia mėnulį, kai jis skrieja ne idealiai apskrita orbita, ir kaitina jo gelmes. Bet ar gaunama energija atitinka prarandamą, iki šiol nebuvo aišku. Iš esmės problema buvo ta, kad kol kas tiesiogiai šilumos nuostoliai iš Encelado buvo išmatuoti tik pietų ašigalyje. Dabar mokslininkai pateikė pirmuosius šilumos srauto Encelado šiaurės ašigalyje matavimų rezultatus. Naudodami NASA Cassini zondo duomenis, tyrėjai palygino šiaurės poliarinio regiono stebėjimus gilios žiemos metu 2005-aisiais ir prasidedant vasarai, 2015-aisiais. Modeliuodami tikėtinas paviršiaus temperatūras poliarinę naktį ir lygindami jas su infraraudonojo Cassini CIRS instrumento duomenimis, komanda nustatė, kad paviršius šiaurės ašigalyje buvo maždaug septyniais laipsniais šiltesnis nei prognozuota. Prognozė paremta modeliu, kuriame Enceladas yra inertiškas kūnas iš ledo ir uolienų, be skysto vandens. Temperatūrų neatitikimą gali paaiškinti šilumos srautas iš gilaus vandenyno, siekiantis 46 milivatus į kvadratinį metrą. Tai gali skambėti kaip labai nedidelis kiekis, bet, pavyzdžiui, Žemės žemyninė pluta gelmių šilumos atiduoda vos pusantro karto daugiau. Per visą Encelado paviršių šilumos srautas siekia apie 35 gigavatus. Pridėjus anksčiau įvertintą šilumos srautą iš pietų ašigalio, bendra palydovo šiluminės spinduliuotės galia pakyla iki 54 gigavatų. Šis skaičius puikiai atitinka tikėtiną šildymo spartą, kuriamą potvyninių jėgų. Toks balansas tarp kaitinimo ir šilumos nuostolių leidžia daryti išvadą, kad Encelado vandenynas galėjo egzistuoti geologiškai ilgą laiką – milijardus metų. Tokia stabili aplinka galėtų būti tinkama gyvybei formuotis. Dar vienas gretutinis tyrimo rezultatas – tikėtinas ledo plutos storis šiaurės ašigalyje yra apie 20-23 km, kiek mažiau, nei vidutiniškai palydove (25-28 km). Šie duomenys bus aktualūs planuojant misijas į Encelado paviršių. Tyrimo rezultatai publikuojami Science Advances.
***
Ne visi sub-Neptūnai turi magmos okeanus. Vienas gausiausių planetų tipų Visatoje yra vadinamieji sub-Neptūnai – tai planetos, šiek tiek mažesnės už mūsų Neptūną, bet gerokai didesnės už Žemę. Jie turi kietus branduolius, sudarytus iš uolienų ir metalų, bei storas daugiausia vandenilio, helio ir galbūt vandens atmosferas. Negalėdami tirti jų iš arti, astronomai vis dar neturi atsakymų į daugelį klausimų apie jas. Pavyzdžiui, įprastai manoma, kad tanki atmosfera turėtų palaikyti tokią aukštą temperatūrą planetos paviršiuje, kad jį visą dengtų vientisas magmos okeanas. Tačiau naujame tyrime mokslininkai parodė, kad iš tiesų daugelio sub-Neptūnų paviršiai greičiausiai yra kieti. Idėją tyrėjams pakišo planeta GJ 1214 b Gyvatnešio žvaigždyne. Neseniai James Webb teleskopu surinkti duomenys rodo, kad šios planetos atmosfera susideda iš sunkesnių molekulių nei paprastas vandenilis ar helis, o tai reiškia, kad slėgis planetos paviršiuje irgi daug aukštesnis, nei manyta. Apskaičiuotas slėgis pasirodė toks aukštas, kad net ir labai įkaitintos silikatinės uolienos pereitų iš magmos būsenos atgal į kietą. Tai truputį panašu į anglies virsmą deimantu giliai po Žemės paviršiumi. Supratę, kad šios planetos paviršiaus sąlygos gali labai skirtis nuo įprastinių prielaidų, mokslininkai praplėtė tyrimą ir kitoms sub-Neptūnų klasės egzoplanetoms. Sukūrę rinkinį skaitmeninių modelių su skirtingomis planetų mineralinės ir atmosferos sudėties kombinacijomis, jie nustatė, kad reikšminga dalis sub-Neptūnų iš tikrųjų gali turėti kietą paviršių. Dažniausiai tokiomis sąlygomis pasižymi planetos su aukšta vidutine atmosferos molekulių mase ir didele bendra atmosferos mase. Šis rezultatas ypač svarbus turint omeny, kad keleto sub-Neptūnų atmosferų paieška James Webb teleskopu parodė, jog jų atmosferose dažnai dominuoja masyvios molekulės. Pritaikė analizę kelioms kitoms planetoms su jau turimais atmosferų stebėjimų duomenimis tyrėjai nustatė, kad beveik visos jos gali turėti kietus paviršius; tiesa, tai priklauso nuo mineralinės sandaros, kuri kol kas nežinoma. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal Letters.
***
Sendamos žvaigždės sunaikina planetas. Didžiąją dalį gyvenimo kiekviena žvaigždė praleidžia pagrindinėje sekoje. Tuo metu jos branduolyje vandenilis virsta heliu, o skleidžiama energija palaiko daugmaž pastovią žvaigždės struktūrą. Kai vandenilio atsargos baigiasi, prasideda sunkesnių elementų reakcijos. Tada žvaigždė išsiplečia ir tampa raudonąja milžine. Šis procesas turėtų paveikti artimiausias planetas, tačiau kaip stipriai? Dabar mokslininkai atliko nuodugnią didelių planetų paiešką prie žvaigždžių, ką tik palikusių pagrindinę seką, ir nustatė poveikio mastą. Naudodami egzoplanetų paieškos teleskopo TESS duomenis, tyrėjai aptiko 130 trumpo periodo planetų ir kandidatų tarp beveik pusės milijono žvaigždžių. Pastarųjų imtis parinkta taip, kad aprėptų evoliucines stadijas nuo pagrindinės sekos pabaigos iki raudonųjų milžinių šakos apačios. 33 aptikti objektai anksčiau buvo apskritai nežinomi. Šie skaičiai rodo, kad planetos aptinkamos prie vienos iš 350 žvaigždžių. Tačiau suskirsčius žvaigždes į dvi grupes – ką tik palikusias pagrindinę seką ir beveik pasiekusias raudonųjų milžinių raidos etapą – pirmojoje grupėje planetų randama apie tris kartus dažniau, nei antrojoje. Kitaip tariant, planetų-milžinių skaičius mažėja žvaigždei vystantis po pagrindinės sekos. Šis efektas tuo stipresnis, kuo planetos orbita artimesnė žvaigždei. Tyrimo autoriai daro išvadą, kad planetų mažėja dėl sustiprėjusių planetos ir žvaigždės potvyninių sąveikų. Žvaigždei pradėjus plėstis, jos gravitacija sukelia stipresnius potvynius planetos, o šie skatina jos orbitą trauktis, kol galiausiai planeta įkrenta į žvaigždę. Tyrimo rezultatai publikuojami Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.
***
Plika akimi ūkų nakties danguje beveik neįmanoma pamatyti, tačiau net ir per nedidelį teleskopą atsiveria gausybė jų. Šis matomas Kasiopėjos žvaigždyne, netoli vienos ryškiausių žvaigždžių, Kasiopėjos Gamos.
***
Kaip kosmose formuojasi anglies rutuliukai. Tarpžvaigždinėje terpėje randame įvairiausių organinių molekulių – nuo policiklinių aromatinių angliavandenilių (PAH), sudarytų iš daugelio šešiakampių, iki anglies sferų, primenančių futbolo kamuolius. PAH, kuriuos sudaro anglis ir vandenilis, gausu ir Žemėje: jų galima rasti dūmuose, suodžiuose ir kituose degėsiuose. Anglies kamuoliukai, arba fulerenai, sudaryti vien iš anglies atomų. Geriausiai žinomas fulerenas, vadinamas bakminsterfulerenu, turi 60 atomų, bet jų būna ir didesnių. Mokslininkai ilgai nesutarė, ar tarp šių junginių yra evoliucinis ryšys, t.y. ar vieni gali formuotis iš kitų. Naujame tyrime, remiantis laboratoriniais eksperimentais, pateikiamas teigiamas atsakymas. Tyrimo autoriai laboratorijoje sukūrė panašias sąlygas į tarpžvaigždinę erdvę ir tyrė dviejų mažų PAH molekulių, antraceno ir fenantreno, elgesį jose. Tyrėjai apšvitino molekules elektronų pluoštu; panašiai nutinka, kai kosminiai spinduliai sąveikauja su molekulėmis tarpžvaigždinėje terpėje. Šis bombardavimas transformavo PAH į naujas, elektros krūvį turinčias molekules. Detali jų struktūros analizė parodė, kad molekulės prarado vieną ar du vandenilio atomus. Procesas taip pat radikaliai pakeitė jų struktūras – vietoj vien šešiakampių, kai kurie anglies atomai išsidėstė penkiakampiais. Tai, kad netekusi vieno ar dviejų vandenilio atomų, molekulė visiškai pakeitė struktūrą, buvo labai netikėtas rezultatas. Tokias molekules būtų labai lengva susukti į rutulį, taigi šios penkiakampių turinčios molekulės gali būti trūkstama grandis konvertuojant įprastus PAH į įvairius fulerenus. Tyrimo rezultatai publikuojami Journal of the American Chemical Society.
***
Ilgalaikė supernovų gama spinduliuotė. Supernovos – žvaigždžių sprogimai – yra vieni šviesiausių įvykių kosmose. Taip pat jie svarbūs galaktikų raidai, nes kuria sunkiuosius elementus ir išbarsto juos po aplinkinę erdvę, kur tie elementai gali tapti naujų planetų ir žvaigždžių dalimi. Jų smūginės bangos taip pat suspaudžia aplinkines dujas ir taip skatina naujų žvaigždžių formavimąsi. Nagrinėti sprogimus – ypač sudėtinga, nes tiek pats sprogimas, tiek jo išmestos medžiagos sąveika su aplinkinėmis dujomis yra labai įvairialypė. Senstančios žvaigždės patiria pulsacijas, kurios išmeta medžiagos bangas ir sukuria nevienalytę aplinkinę terpę (CSM) aplink žvaigždę. Sprogimo banga trenkiasi į CSM, susidaro įvairiausi nestabilumai, kurie sukelia didžiąją dalį supernovos liekanos spinduliuotės. Ankstesniuose modeliuose CSM būdavo traktuojama kaip tolygus darinys, bet realybėje, žinoma, taip nėra. Dabar mokslininkai pirmą kartą sumodeliavo supernovos liekanos plitimą per CSM, atmesdami tolygumo prielaidas. Tyrėjai į modelius įtraukė skirtingo tankio CSM kevalus aplink sprogstančią žvaigždę. Tyrėjai nustatė, kad sąveika tarp vėjo ir CSM gali reikšmingai padidinti liekanos gama spindulių srautą. Be to, išaugęs srautas gali išlikti ilgą laiką, o jo pikas pasiekiamas praėjus ne vieniems metams po sprogimo. Be to, kai kuriais atvejais gama spinduliuotės intensyvumas gali šimtus kartų viršyti intensyvumą, randamą traktuojant CSM kaip tolygią. Gama spinduliai gali nulėkti dešimtis megaparsekų nuo sprogimo vietos iki juos sugeria tarpžvaigždinė medžiaga; tai yra gerokai daugiau, nei tipinis atstumas tarp galaktikų. Taigi aptikus supernovą regimųjų ar radijo bangų diapazone, verta ten pat nukreipti ir gama spindulių teleskopus ir stebėjimus vykdyti gana ilgą laiką. Gama spindulių duomenys tuomet suteiks informacijos apie cheminę žvaigždės aplinkos sudėtį, nes skirtingų elementų jonai kuria skirtingos energijos spinduliuotę. Tyrimo rezultatai arXiv.
***
Kamuolinių spiečių formavimosi modelis. Kamuoliniai žvaigždžių spiečiai yra tankūs, sferiniai kelių šimtų tūkstančių ar milijonų žvaigždžių telkiniai, randami beveik visose galaktikose. Daugumai jų daugiau nei 10 milijardų metų, tai reiškia, kad jie susiformavo netrukus po Didžiojo sprogimo. Jų žvaigždės dažnai pasižymi neįprasta chemine sudėtimi, pavyzdžiui kitoms žvaigždėms nebūtingomis helio, azoto, deguonies, natrio, magnio ir aliuminio gausomis. Ilgą laiką šios cheminės savybės neturėjo paaiškinimo. Jos paprastai interpretuojamos kaip kelios žvaigždžių populiacijos viename spiečiuje, o žvaigždžių tarpusavio skirtumai rodo sudėtingus cheminio praturtinimo procesus spiečių formavimosi metu. Dabar astronomai sukūrė teorinį modelį, kuriuo parodo, jog seniausių Visatos žvaigždžių spiečių gimimą ir ankstyvą evoliuciją valdė 1000 Saulės masių viršijančios ekstremaliai masyvios žvaigždės (EMS). Tyrimas remiasi žvaigždėdaros modeliu, vadinamu inerciniu medžiagos įkritimu, ir jį pritaiko ankstyvos Visatos ekstremalioms aplinkoms. Vienas svarbiausių modelio rezultatų – maksimali žvaigždės masė proporcinga debesies masei, todėl EMS formuojasi masyviausiuose spiečiuose, kurių masė viršija 100 tūkstančių Saulių. Tokioje aplinkoje turbulentiškose dujose natūraliai susidaro EMS, 1000-10000 kartų masyvesnės už Saulę. Šios EMS pučia ypatingai galingus vėjus, kurie praturtingi aukštos temperatūros vandenilio degimo produktais (heliu, anglimi ir taip toliau). Šie susimaišo su aplinkinėmis švariomis dujomis ir formuoja chemiškai savitas žvaigždes. Sparčiausias EMS vėjas gali išnešti iki šimtadalio Saulės masės medžiagos per metus, tad per 1-2 milijonus metų, kuriuos jis pučia, papildo spiečių tikrai reikšmingu kiekiu praturtintos medžiagos. Supernovų sprogimai nutinka vėliau, taigi spiečiaus dujos nėra praturtinamos supernovose išskiriamais elementais. Iš EMS praturtintų dujų nuolat formuojasi mažos masės, mažesnės už Saulę, žvaigždės; prognozuojamos jų cheminės sudėtys atitinka stebimas gausų priklausomybes nuo spiečių masės ir metalingumo (už helį sunkesnių elementų kiekiu). Modelis paaiškina kelias specifines realių spiečių tendencijas: labai mažą, tačiau su spiečiaus mase augančią, helio gausos sklaida tipiniuose spiečiuose, užterštų žvaigždžių dalies augimą su spiečiaus mase, ir kodėl magnio bei aliuminio gausų antikoreliaciją, kuri aiškesnė mažo metalingumo, bet masyviuose spiečiuose. Gali būti, kad toks pat scenarijus paaiškina ir James Webb teleskopu aptiktų azotu praturtintų galaktikų kilmę: jų spinduliuotę greičiausiai dominuoja EMS turintys spiečiai. Tyrimo rezultatai publikuojami Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.
***
Galimai aptiktos pirmosios žvaigždės. Pirmosios žvaigždės Visatoje susiformavo maždaug 100-200 milijonų metų po Didžiojo sprogimo. Jos augo iš vienintelių tuomet buvusių elementų – vandenilio, helio ir labai mažo kiekio ličio. Šios pirmosios kartos žvaigždės, kiek neintuityviai vadinamos trečiąja populiacija (Pop III), dažniausiai buvo labai masyvios, todėl seniai išmirė. Stebėdami tolimas galaktikas, astronomai ne vieną dešimtmetį ieško šių pirmykštės Visatos liekanų. Dabar, išanalizavę James Webb teleskopu darytus tolimos galaktikos LAP1-B stebėjimus, astronomai teigia, jog šią galaktiką greičiausiai sudaro Pop III žvaigždės. Tai ne pirmas kartas, kai spėjama apie Pop III žvaigždžių atradimą, bet ankstesni kandidatai buvo atmesti, nes neatitiko trijų pagrindinių prognozių apie jų formavimąsi ir savybes: formavimosi mažuose tamsiosios materijos haluose, ekstremaliai didelės masės, ir telkimosi į gana nedidelius spiečius. Naujojo tyrimo autoriai teigia, kad LAP1-B atitinka visus tris reikalavimus. Galaktika atrasta kiek seniau, jos šviesą stipriai paryškina arčiau esančio spiečiaus sukeltas gravitacinio lęšio efektas. Tai leido detaliai sumodeliuoti tikėtiną jos žvaigždžių populiaciją ir kaip ši atrodytų per mūsų teleskopus. Labiausiai tikėtina konfigūracija yra tokia, kurioje žvaigždinė sistema formavosi tiksliai tokioje aplinkoje, kaip prognozavo ankstesni modeliai: 50 milijonų Saulės masių tamsiosios materijos hale. Antra, žvaigždės yra masyvios, nuo 10 iki 1000 Saulės masių (šiandieninėje Visatoje vidutinė žvaigždžių masė maždaug lygi Saulės masei). Šios milžiniškos žvaigždės susitelkusios kartu, bet tik mažose grupėse iki kelių tūkstančių Saulės masių, taip patvirtinama trečioji prognozė. Papildomus įrodymus teikia dujos, supančios LAP1-B; jų spektre matyti tik vandenilis ir helis, o sunkesnių elementų gausa – nykstamai maža. Tai dera su scenarijumi, kuriame sistema tokia jauna, kad kai kurios pirmosios masyvios žvaigždės tik neseniai baigė gyvenimus, sprogdamos kaip supernovos ir papildė dujas šiais ankstyvais elementais. Tyrėjai taip pat apskaičiavo, kad James Webb stebėtame dangaus plote tikėtina aptikti maždaug vieną Pop III žvaigždžių dominuojamą galaktiką, panašią į LAP1-B, kurios šviesą matome iš 0,8-1 milijardo metų amžiaus Visatos. Ankstesniais laikais tokių galaktikų gausa didesnė, bet dėl didesnio atstumo ir tipiškai mažesnės masės jas daug sunkiau aptikti. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal Letters.
***
Štai tokios naujienos iš praėjusios savaitės. Kaip įprastai, laukiu jūsų klausimų ir komentarų.
Laiqualasse