Nors kosmosas iš pirmo žvilgsnio atrodo statiškas, viskas jame juda – kai kurie objektai pakankamai greitai, kad galėtume matyti, kiti – daug lėčiau, nei trunka ne tik žmogaus, bet ir visos žmonijos gyvenimas. Aiškindamiesi apie judėjimą, galime sužinoti ir daug detalių apie mūsų ar visos Visatos istoriją. Štai Tėja – planeta, kadaise atsitrenkusi į Žemę ir sukūrusi Mėnulį – greičiausiai susiformavo kažkur netoli Žemės, o ne atlėkė iš sistemos pakraščių. Labai greitai judančių žvaigždžių trajektorijos padėjo patikslinti, kaip judėjo mūsų palydovinė Didžiojo Magelano debesies galaktika. Tuo tarpu nemaža dalis kaimyninės Andromedos palydovinių galaktikų, pasirodo, kadaise skriejo šalia kažkokios kitos, todėl nustojo formuoti žvaigždes daug anksčiau, nei pasiekė Andromedos prieigas. Kitose naujienose – poledinio Marso vandens (ne)egzistavimas, baltosios nykštukės prieigų tyrimai ir viena seniausių masyvių juodųjų skylių. Gero skaitymo!

***

Tėja buvo Žemės kaimynė. Prieš maždaug 4,5 milijardo metų, netrukus po planetos susiformavimo, įvyko didžiausias susidūrimas Žemės istorijoje. Milžiniškas dangaus kūnas, pavadintas Tėja, susidūrė su jaunąja mūsų planeta. Po jo pasikeitė Žemės dydis, sudėtis ir orbita, o iš išmestos medžiagos šalia gimė Mėnulis. Visgi nėra galutinai išaiškinta, kaip susidūrimas vyko ir kokios buvo Tėjos savybės. Koks buvo Tėjos dydis? Iš ko ji sudaryta? Ir iš kurios Saulės sistemos dalies ji atlėkė? Atsakymus rasti sunku, nes Tėja susidūrimo metu visiškai sunaikinta. Nepaisant to, jos pėdsakų vis dar galima rasti šiandieninės Žemės ir Mėnulio sudėtyje. Dabar mokslininkai panaudojo šią informaciją, kad nustatytų galimą Tėjos cheminių ingredientų sąrašą ir, kartu, jos kilmės vietą. Kiekvieno dangaus kūno cheminė sudėtis užkoduoja informaciją apie visą jo istoriją, įskaitant formavimosi vietą. Ypač daug atskleidžia izotopų gausos santykiai. Izotopai – to paties elemento variantai, besiskiriantys tik neutronų skaičiumi branduolyje. Ankstyvoje Saulės sistemoje kiekvieno elemento izotopai greičiausiai nebuvo pasklidę tolygiai – išoriniame Saulės protoplanetinio disko krašte izotopai pasiskirstė šiek tiek kitokiu santykiu nei arti Saulės. Tyrėjai beprecedentiškai tiksliai nustatė skirtingų geležies izotopų santykį Žemės ir Mėnulio uolienose. Tam jie išnagrinėjo 15 Žemės uolienų iš įvairių vietovių ir šešis Mėnulio mėginius, kuriuos Apollo misijų astronautai pargabeno į Žemę. Kaip ir ankstesni kelių kitų elementų izotopų matavimai, šie rezultatai parodė, kad Žemė ir Mėnulis šiuo atžvilgiu neatskiriami. Tai daug žinių apie Tėją neduoda, nes nežinome, ar Mėnulis susidarė daugiausiai iš Tėjos medžiagos, ar iš pirmykštės Žemės, ar iš abiejų mišinio. Tačiau pridėjus žinias apie chromo, molibdeno ir cirkonio izotopų santykius, tyrėjams pavyko išsiaiškinti ir galimą Tėjos cheminę sudėtį. Tam jie sukūrė daugybę įvairių Tėjos ir Žemės cheminės sudėties modelių ir įvertino jų raidą prieš susidūrimą bei susidūrimo pasekmes. Geležis ir molibdenas turėtų nuskęsti abiejų kūnų branduoliuose, tad mantijoje jų turėtų praktiškai nebelikti, tuo tarpu cirkonis liko mantijoje, tad jo neatitikimai tarp Žemės ir Mėnulio gali padėti suprasti, kiek Tėjos medžiagos pateko į vieną ar kitą kūną. Kai kurie modeliai davė visiškai realybės neatitinkančias prognozes, taigi juos buvo galima atmesti. O visi modeliai, derantys su stebimais izotopų santykiais, rodo, kad Tėja susiformavo vidinėje Saulės sistemos dalyje, kaip ir Žemė. Netgi panašu, kad ji susiformavo arčiau Saulės, nei mūsų planeta, man labiausiai tikėtina Tėjos cheminė sudėtis apima vien vidinės Saulės sistemos dalies medžiagą. Tai reiškia, kad į ją iki susidūrimo nespėjo nukristi reikšmingo kiekio asteroidų ir kometų iš išorinės sistemos dalies, priešingai negu į Žemę. Tyrimo rezultatai publikuojami Science.

***

Paros potvyniai varo Veneros vėjus. Įsivaizduokite galingiausią uraganą Žemėje. Padidinkite jo greitį dar pusantro karto, apjuoskite tokiu uragano sūkuriu visą planetą, ir gausite tipines Veneros paviršiaus sąlygas. 100 metrų per sekundę ir greitesni vėjai aplekia aplink planetą per keturias Žemės paras, tuo tarpu pati Venera apsisuka tik per 243. Kitaip tariant, Veneros atmosfera sukasi maždaug 60 kartų greičiau nei pati planeta. Šis reiškinys vadinamas superrotacija. Teoriniai modeliai rodo, kad tai turėtų būti dažnas reiškinys uolinėse planetose, kurios, kaip Venera, yra santykinai arti savo žvaigždžių ir sukasi labai lėtai. Ankstesni tyrimai nagrinėjo superrotaciją skatinančius mechanizmus, tačiau detalės liko neaiškios. Dabar mokslininkai gerokai praplėtė analizuojamų duomenų rinkinius ir identifikavo pagrindinį vėjus įsukantį veiksnį – paros potvynius. Jau seniau nustatyta, kad superrotaciją palaiko keli procesai: meridianinė cirkuliacija, planetinės bangos ir šiluminiai potvyniai. Pastarieji yra oro masių judėjimas, atsirandantis, kai Saulės šviesa kaitina orą planetos dieninėje pusėje. Veneros šiluminiai potvyniai skirstomi į dvi rūšis: paros potvynius, kurie kartojasi kartą per Veneros parą, ir pusdieninius, kurie turi du ciklus per parą. Ankstesni tyrimai siūlė, kad pusdieniniai potvyniai yra pagrindinė terminių potvynių dalis, dalyvaujanti superrotacijoje. Dabar tyrėjai, panaudoję 16 metų duomenis iš dviejų Veneros misijų – Venus Express ir Akatsuki – bei skaitmeninį Veneros atmosferos modelį, nustatė, kad paros potvyniai vaidina pagrindinį vaidmenį. Naudodami radijo okultacijos duomenų rinkinį, tyrėjai pirmą kartą atskleidė terminių potvynių struktūrą nuo debesų apačios iki mezopausės (50-90 km) pietų pusrutulyje. Potvynių modeliai yra pusiaujiškai simetriški ir patvirtinti simuliacijomis su Veneros planetos klimato modeliu, išplečiant žinias apie potvynius už ankstesnių tyrimų, sutelktų į šiaurės pusrutulį. Simuliacija rodo, kad paros potvynių sukelta atmosferos kampinio momento srauto divergencija yra pagrindinė varomoji jėga pusiaujo debesų viršūnės superrotacijai, su jos meridianine ir vertikalia divergencija dominuojančiomis regionuose maždaug 5 km virš ir žemiau debesų viršūnės atitinkamai. Šis tyrimas pagerina supratimą apie Veneros ekstremalų orą ir siūlo vertingų įžvalgų į kitų planetų klimatus. Tyrimo rezultatai publikuojami AGU Advances.

***

Po Marso ledynais vandens greičiausiai nėra. Jauname Marse buvo gausu skysto vandens, tačiau šiandieninės sąlygos ten šaltos ir sausos. Visgi gali būti, kad skysto vandens Marse vis dar yra, tik ne paviršiuje. Prieš keletą metų spektrografu MARSIS, įrengtu Marso apžvalgos zonde (MRO), užfiksuoti stiprūs radaro atspindžiai iš 20 kilometrų pločio regiono Marso pietinio ašigalio ledyne. Regionas yra ties pačiu ledyno pagrindu, o stiprus atspindys gali būti skysto vandens – poledinio ežero – požymis. Jo egzistavimas būtų labai svarbus veiksnys kalbant apie galimą Marso tinkamumą gyvybei ir šiandien. Visgi interpretuoti radaro signalą galima ir kitaip. Mokslininkai senokai diskutuoja apie galimus „sausus“ MARSIS atspindžių paaiškinimus, pavyzdžiui neįprastai lygius anglies dvideginio ir vandens ledo, ar sūraus ledo ir molio sluoksnius. MRO turi ir kitą radarą SHARAD, kuris naudoja aukštesnius dažnius nei MARSIS. Jo stebėjimai padėtų tiksliau nustatyti, nuo ko atsispindi signalas. Bet iki neseniai SHARAD signalai negalėjo pasiekti pakankamo gylio, kad atsimuštų nuo įdomiojo ledo sluoksnio. Dabar MRO komanda išbandė naują manevrą orbitoje, kurio metu erdvėlaivis pasukamas pakankamai, jog SHARAD signalas galėtų prasiskverbti ir sulaukti atspindžio iš ledynų gilumos. Tyrėjai išnagrinėjo 91 SHARAD stebėjimą, kertantį aukšto atspindėjimo zoną. Priešingai nei MARSIS atveju, SHARAD užfiksuotas atspindys buvo labai silpnas. Tai verčia abejoti, ar atspindį sukelia vanduo, mat šis vienodai gerai atspindi abiejų dažnių radijo bangas. Greičiausiai ten, po ledu, yra tiesiog lokalizuota žemo šiurkštumo sausos uolienos irba dulkių sritis. Tyrėjų teigimu, reikia tolesnių tyrimų, siekiant iki galo suprasti skirtumus tarp MARSIS ir SHARAD atradimų. Tyrimo rezultatai publikuojami Geophysical Research Letters.

***

Plutonas ir Charonas – išskirtinė pora Saulės sistemoje: du kūnai, kurių masės tokios panašios, kad jų masės centras yra erdvėje tarp jų. Apie šią ir kitas Charono įdomybes pasakoja Astrum:

***

Tarpžvaigždinės dulkės, daugiausiai atsirandančios žvaigždžių milžinių aplinkoje, dažniausiai sugeria aplinkinių žvaigždžių šviesą, taigi būna matomos kaip tamsūs ruožai danguje (dažniausiai tik pro teleskopą). Bet kartais jos švyti ir pačios. Štai pietiniame Chameleono žvaigždyne dulkių juostos skleidžia infraraudonuosius ir raudonus spindulius, dėl kurių įgyja rusvą atspalvį. Nuotraukos centre matyti antra ryškiausia žvaigždyno žvaigždė, Chameleono beta.

***

Egzoplanetų paieška prarytoje galaktikoje. Egzoplanetų paprastai ieškome Paukščių Take, palyginus netoli Saulės, daugiausiai koncentruojamasi į Galaktikos disko žvaigždes. Taip atrasta jau daugiau nei 6000 pasaulių, bet nežinome, ar šie atradimai gerai reprezentuoja planetų įvairovę prie gerokai kitokių žvaigždžių. Vienas greičiausiai svarbus aspektas yra metalingumas – cheminių elementų, sunkesnių už vandenilį ir helį, gausa. Jis Visatoje auga laikui bėgant, nes žvaigždės termobranduolinėmis reakcijomis kuria sunkesnius elementus ir mirdamos paskleidžia juos į aplinką. Mažai žinome apie planetas, susiformavusias ankstyvoje Visatoje prie mažo metalingumo žvaigždžių arba už Paukščių Tako ribų. Paukščių Takas turi bent 61 palydovinę galaktiką, iš kurių daugelis sąveikos su mūsų Galaktika metu prarado žvaigždes ar buvo visiškai prarytos. Dabar mokslininkai pradeda sistematiškai ieškoti egzoplanetų vienoje iš tokių prarytų galaktikų liekanų. VOYAGERS apžvalga sutelkta į Gaia-Enceladus (dar vadinamą Gaia dešrele) – nykštukinės galaktikos, kuri susijungė su Paukščių Taku prieš 8-11 milijardų metų, liekanas. Tai buvo paskutinis didelis susiliejimas mūsų Galaktikos istorijoje. Astronomai identifikavo virš 47 000 žvaigždžių, priklausančių šiai struktūrai. Iš jų, pritaikę griežtus atrankos kriterijus, tyrėjai atrinko 22 žvaigždes, apimančias tiek pagrindinę seką, tiek vėlesnius raidos etapus. Šios žvaigždės palankios radialinių greičių matavimams – vienam iš dviejų pagrindinių būdų aptikti egzoplanetas. Šiuo metu atlikta apie penktadalį planuojamų stebėjimų; nors kol kas planetų neaptikta, tyrėjai planuoja, kad galės aptikti netgi mažesnes už Neptūną planetas, kurių orbitų periodai neviršija kelių šimtų parų. Tarp šiuo metu žinomų egzoplanetų pastebėti kai kurie dėsningumai, susiję su metalingumu: prie mažo metalingumo žvaigždžių rečiau randamos didesnės už Jupiterį planetos, mažesnės už Neptūną turi mažesnį tankį, o trumpo periodo superžemės yra santykinai retos. VOYAGERS apžvalga siekiama patikrinti, ar šie dėsningumai galioja ir planetoms, susiformavusioms už Paukščių Tako ribų. Net jei neaptiks jokių planetų, tyrėjai galės tvirtai teigti, kad Neptūno masės egzoplanetų dažnis Gaia-Enceladus žvaigždėse yra reikšmingai mažesnis nei Paukščių Take gimusių žvaigždžių. Jei aptiks bent vieną planetą, apžvalgos rezultatai išplės supratimą apie tai, kada ir kur planetos ir potencialiai gyvybė gali susiformuoti Visatoje. Tyrėjai tikisi šiame projekto etape aptikti apie tris planetas, jei jų dažnumas Gaia-Encelade yra panašus į dažnumą likusiame Paukščių Take. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Rentgeno poliarizacija parodė baltosios nykštukės prieigas. Baltosios nykštukės – žvaigždžių, panašių į Saulę, pomirtinės liekanos, dydžiu artimos Žemei, o mase – tai pačiai Saulei. Neretai jos randamos dvinarėse sistemose, kur prisitraukia dalį didesnės žvaigždės medžiagos. Pastaroji susisuka į akrecinį diską, įkaista ir spinduliuoja įvairiausią šviesą, nuo infraraudonųjų iki rentgeno ar net gama spindulių. Vieno tipo sistemose, priskiriamose tarpinio poliariškumo klasei, baltosios nykštukės magnetinis laukas suardo vidinę disko struktūrą ir sugena medžiagą į siaurus pluoštus, kurie į nykštukę įkrenta beveik statmenai. Bent jau taip manoma remiantis teoriniais modeliais, mat tiesiogiai stebėti paties centrinio regiono nepavyksta. Tačiau dabar astronomai, pasitelkę naujovišką kosminį rentgeno teleskopą, identifikavo pagrindines savybes tarpinio poliariškumo sistemos vidinėje srityje. Visos šviesos formos, įskaitant rentgeno spindulius, yra veikiamos elektrinių ir magnetinių laukų. Šviesos bangos svyruoja statmenai krypčiai, kuria sklinda. Magnetinis laukas bei atsispindėjimas gali sustiprinti virpesius viena kryptimi ir susilpninti statmena. Šis reiškinys vadinamas poliarizacija. Poliarizuota šviesa gali padėti mokslninkams išsiaiškinti detales apie šaltinio geometriją. NASA Imaging X-ray Polarimetry Explorer (IXPE) kosminė observatorija – pirmoji NASA misija, skirta tirti poliarizuotus rentgeno spindulius, kuriuos skleidžia ekstremalūs astrofizikiniai objektai. Nuo paleidimo 2021-ais ji daugiausia stebėjo supernovas, juodąsias skyles ir neutronines žvaigždes. Naujasis tyrimas – pirmasis, naudojantis IXPE tarpinio poliariškumo baltosios nykštukės rentgeno spinduliams matuoti. Tyrimui pasirinkta sistema Hidros EX, kurią nuo mūsų skiria apie 60 parsekų. 2-3 kiloelektronvoltų – vidutinės energijos rentgeno spindulių – ruože išmatuota 8% poliarizacija, t.y. 8% visų rentgeno spindulių svyruoja viena kryptimi, o likę – pasiskirstę visomis atsitiktinai. Toks poliarizacijos lygis – daug didesnis, nei prognozuota. Aukštesnės energijos rentgeno spinduliai greičiausiai irgi yra poliarizuoti, bet surinktų duomenų nepakako tam tvirtai nustatyti. Komanda taip pat išmatavo Hidros EX rentgeno poliarizacijos kryptį, kuri pasirodė esanti statmena baltosios nykštukės paviršiui. Aukštas poliarizacijos laipsnis ir kryptis leidžia spręsti, kad rentgeno spinduliai sklinda iš akrecijos kolonos arti nykštukės paviršiaus. Tyrėjai įvertino, kad ši kolona yra maždaug 3200 kilometrų aukščio – apie pusę pačios baltosios nykštukės spindulio; tai vėlgi daug didesnė vertė, nei buvo prognozuojama tokiai sistemai. Bendrai šis tyrimas parodo, kaip poliarizacija gali būti naudojama baltųjų nykštukių paviršiaus ir pačių artimiausių apylinkių tyrimui. Tai svarbu, siekiant geriau suprasti termobranduolinių supernovų, stebimų visoje Visatoje ir naudojamų didžiuliams atstumams matuoti, eigą, mat jos įvyksta, kai baltoji nykštukė prisirenka pernelyg daug masės. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal.

***

Hipergreitosios žvaigždės atskleidė Didžiojo Magelano debesies kelią. Visi objektai Visatoje juda santykinai – vieni kitų atžvilgiu. Dėl šios priežasties labai sudėtinga sekti objektų už mūsų Galaktikos ribų judėjimą. Be to, astronominius objektus dažniausiai matome sustingusius, nes jų padėtys ir formos keičiasi per milijonus ar daugiau metų. Vienas problemas keliančios sistemos pavyzdys – Didysis Magelano debesis (LMC), didžiausia Paukščių Tako palydovinė galaktika. Šiuo metu ją nuo mūsų skiria keliasdešimt kiloparsekų, tačiau kaip ji judėjo per pastaruosius kelis milijardus metų, nežinome. Netgi neaišku, ar LMC skrieja tik pirmą ratą aplink Paukščių Taką, ar jau antrą, ar dar vėlesnį. Naujame tyrime į šį klausimą bandoma atsakyti pasitelkus hipergreitąsias žvaigždes. Kai dvinarė žvaigždžių sistema praskrieja labai arti supermasyvios juodosios skylės, potvyninės jėgos dvinarę suardo. Paprastai viena žvaigždė lieka pailgoje orbitoje aplink juodąją skylę, o kita išsviedžiama iš sistemos greičiais, viršijančiais 1000 km/s. Taip greitai judančios žvaigždės pabėga net iš gimtosios galaktikos. Šiuo metu žinoma apie dešimt hipergreitųjų žvaigždžių, kurios greičiausiai atskriejo iš LMC. Tyrėjai Gaia teleskopo duomenų kataloge rado tris su aukštos kokybės stebėjimų parametrais. Viena, žinoma kaip HVS 3, seniai laikoma kilusia iš LMC. Tuo tarpu dvi kitos kandidatės, HVS 7 ir HVS 15, atrastos neseniai, o jų trajektorijos rodo jas kilus tikrai ne iš Paukščių Tako. Taigi LMC yra labiausiai tikėtinas jų kilmės šaltinis, bet žvaigždžių trajektorijos nekerta ir šios galaktikos. Taigi greičiausiai jos išmestos seniai, prieš kelis šimtus milijonų metų, kai LMC buvo kitoje vietoje Paukščių Tako atžvilgiu. Tyrėjai sumodeliavo daugybę galimų tiek LMC, tiek žvaigždžių judėjimo trajektorijų, įtraukdami pasklidusių įprastos bei tamsiosios medžiagos telkinių gravitacijos poveikį. Taip jiems pavyko apriboti „koridorių“, kuriuo LMC judėjo per pastaruosius kelis šimtus milijonus metų. Tačiau, deja, to nepakako atsakymui į fundamentalų klausimą apie patį LMC – ar ji pro mūsų Galaktiką skrieja pirmą, ar antrą kartą. Žvaigždžių padėtys ir greičiai dera tiek su pirmojo, tiek su antrojo praskridimo modeliais, nors abu pastarieji naudoja labai skirtingus komponentus. Kitas svarbus klausimas, į kurį autoriai mano atsakę – kur ieškoti LMC supermasyvios juodosios skylės, nes būtent ji turėjo išmesti žvaigždes. Jie pateikia tikslias koordinates ir pastebi, kad ji iš tikrųjų yra pasislinkusi maždaug 1,5 laipsnio, arba pusantro kiloparseko, nuo vizualinio LMC centro. Šis poslinkis greičiausiai atsirado dėl chaotiškų potvyninių jėgų, sukeltų kito mūsų artimo kaimyno – Mažojo Magelano debesies. Tolesni tyrimai, paremti didesnio skaičiaus žvaigždžių duomenimis, rezultatus gerokai patikslins. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Andromedos palydovės užgeso anksti. Didžiosios galaktikos auga rydamos mažesnes. Pavyzdžiui, šiuo metu Paukščių Takas pradeda ryti Didįjį ir Mažąjį Magelano debesis; tą rodo ilga dujų juosta, atplėšta nuo galaktikų ir juosianti mūsiškę. Seniau Paukščių Takas suvalgė ir daugybę kitų galaktikų, pavyzdžiui Gaia-Enceladus nykštukinę galaktiką, kuri įkrito prieš maždaug 10 milijardų metų. Mūsų kaimynę Andromedą taip pat supa daug palydovinių nykštukinių galaktikų; dalis praeityje egzistavusių palydovių jau seniai prisijungė ir paaugino pačią Andromedą. Susijungimo procesas yra ilgas ir sudėtingas, jį sudaro daug etapų. Vienas pirmųjų – didžioji galaktika nuplėšia dujas nuo mažesnės, o be dujų palydovinė galaktika negali formuoti naujų žvaigždžių. Šis procesas vadinamas užgesinimu. Dabar astronomai išnagrinėjo Andromedos nykštukines galaktikas, kad suprastų, kada ir kaip jos užgesinamos. Europos kosmoso agentūros Gaia palydovinis teleskopas suteikė labai detalių žinių apie žvaigždžių ir netgi galaktikų judėjimą Paukščių Take ir aplink jį. Tai leidžia atkurti palydovinių galaktikų orbitas, nors ir su tam tikromis paklaidomis. Tyrėjai, naudodami kosmologinius skaitmeninius modelius, kuriais sekama įvairių galaktikų raida, apskaičiavo 39 Andromedos palydovinių galaktikų judėjimo detales, taip nustatė, kada jos įkrito į Andromedos gravitacinį lauką ir kada pirmą sykį praėjo pericentrą – artimiausią Andromedai trajektorijos tašką. Žinodami tikėtinas galaktikų judėjimo istorijas ir apjungę jas su publikuotomis žvaigždėdaros istorijomis, mokslininkai galėjo nustatyti dominuojančius aplinkos mechanizmus, dėl kurių užgeso Andromedos palydovės. Paaiškėjo, kad tik masyviausios Andromedos palydovės, turinčios bent 100 milijonų Saulės masių žvaigždžių, gali išlaikyti žvaigždėdarą daugiau nei 3 milijardus metų po pericentro. Tuo tarpu dauguma mažesnės masės palydovių užgesinamos gerokai prieš pirmą pericentro praėjimą ar netgi įkritimą. Mažiausios masės galaktikose žvaigždėdara užgeso net iki 10 milijardų metų anksčiau. Šiuo atveju tikėtinas kaltininkas yra rejonizacija, kai dujos jaunoje Visatoje įkaitinamos aplinkinių galaktikų ultravioletinės spinduliuotės. Bet didžioji dalis anksti užgesintų mažos masės palydovinių galaktikų nustojo formuoti žvaigždes dėl „išankstinio apdorojimo“ – tai reiškia, kad palydovinė galaktika praleido nemažai laiko netoli kitos didelės, tačiau mažesnės už Andromedą, galaktikos. Tuo laikotarpiu nykštukinės galaktikos dujos įkaito ir paliko ją, todėl sustojo ir žvaigždėdara. Tyrėjų komanda palygino rezultatus su tuo, kas žinoma apie Paukščių Taką, ir nustatė, kad šių galaktikų palydovių populiacijos reikšmingai skiriasi. Paukščių Tako palydovės, panašu, užgeso būtent dėl mūsų Galaktikos įtakos, tuo tarpu Andromedos palydovės turi platesnį ir tolygesnį tiek įkritimo, tiek užgesinimo laikų pasiskirstymą. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Vėlai besiformuojančios pirmykštės žvaigždės. Per milijardus metų Visata nuolat keitėsi. Baigtinis šviesos greitis leidžia mums stebėti tą raidą beveik nuo pat pradžios, mat kuo tolimesnis objektas, tuo ilgiau jo šviesa keliavo iki mūsų. Kartais taip žvelgdami pastebime ką nors, kas visiškai nedera su mūsų dabartiniu supratimu apie Visatos veikimą. Štai pavyzdžiui Trečiosios populiacijos, arba Pop III, žvaigždės: taip vadinama pirmoji žvaigždžių karta, kurios atstovės sudėtyje neturi jokių metalų – astronomai taip vadina visus elementus, išskyrus helį ir vandenilį. Metalai formuojasi tik pačiose žvaigždėse ir paskleidžiami per vėjus ir supernovų sprogimus, todėl pirmoji žvaigždžių karta negali jų turėti tiesiog pagal apibrėžimą. Astronomai dešimtmečius ieškojo Pop III žvaigždžių pavyzdžių, bet iki šiol jų rasti nepavyko. Paprastai paieškos koncentruojamos į Visatos istorijos laikotarpį iki 1 milijardo metų po Didžiojo sprogimo, kai Visata buvo labai jauna ir joje formavosi pirmosios žvaigždės bei galaktikos. Dabar mokslininkai rado galaktiką, susiformavusią gerokai vėliau, kuri atrodo esanti be metalų, taigi galimai kupina pirmykščių, Pop III, žvaigždžių. Naudodami kelių kosminių ir antžeminių teleskopų duomenis, tyrimo autoriai identifikavo galaktiką, kurią pavadino MPG-CR3, kurios šviesa iki mūsų keliauja apie 11 milijardų metų; kitaip tariant, ją matome tokią, kokia ji buvo Visatai esant beveik trijų milijardų metų amžiaus. Šios galaktikos spektras unikalus tarp visų kitų to laikotarpio galaktikų: joje matomos aiškios vandenilio ir helio linijos ir beveik visiškai nėra metalų, pavyzdžiui deguonies ar anglies. Apskaičiuotas galimas galaktikos metalingumas neviršija 0,7% Saulės metalingumo, o greičiausiai yra daug mažesnis. Neaptikta ir dulkių egzistavimo požymių. Dar įdomiau, galaktikos žvaigždės atrodo esančios tik apie dviejų milijonų metų amžiaus, o bendra jų masė – 610 tūkstančių Saulės masių. Abu skaičiai ypatingai maži, lyginant su tipinėmis galaktikomis. MPG-CR3 egzistavimas natūraliai kelia klausimą – kaip ši viena galaktika išvengė praturtinimo metalais, kurie susiformavo per pirmus kone tris milijardus metų Visatos gyvavimo? Autoriai mano, kad tai susiję su atstumu nuo kitų kūnų. MPG-CR3 yra palyginus tuščioje aplinkoje, kitaip tariant, atstumas nuo jos iki kitų galaktikų yra didesnis, nei vidutinei galaktikai. Taigi gali būti, kad dujų debesis, kuris laikui bėgant virto šia galaktika, niekada nebuvo arti žvaigždes formuojančių galaktikų, todėl jo nepasiekė ir ten susiformavę metalai. MPG-CR3 atradimas leidžia daryti išvadą, kad pirmosios kartos žvaigždėdara galėjo išsilaikyti gerokai po rejonizacijos epochos, ir meta iššūkį įprastam požiūriui, kad nesuterštoji žvaigždėdara baigėsi per pirmą milijardą metų. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal Letters.

***

DI atrado lęšiuojančius kvazarus. Gravitacinis lęšiavimas – reliatyvistinis reiškinys, kai masyvaus kūno gravitacija iškreipia tolimesnio objekto šviesą ir jį paryškina. Jis naudojamas tiek egzoplanetų ir juodųjų skylių paieškai, tiek tolimų galaktikų savybių tyrimui. Vienas išskirtinis ir labai vertingas lęšiavimo atvejis nutinka tada, kai lęšiu tampa kvazaras. Kvazarais vadinamos išskirtinai ryškios aktyvios galaktikos – tokios, kurių centrinė juodoji skylė sparčiai ryja dujas. Įprastai iš centro sklindanti spinduliuotė visiškai užgožia kvazaro motininės galaktikos šviesą, taigi būna neįmanoma apskaičiuoti ir jos masės. Tačiau jei kvazaras veikia kaip lęšis, jo masę apskaičiuoti galima net ir nematant jokios tiesioginės spinduliuotės. Deja, tokie kvazarai labai reti: tarp beveik 300 000 kvazarų, esančių Sloan skaitmeninės dangaus apžvalgos kataloguose, buvo identifikuoti tik dvylika kandidatų, o patvirtinti tik trys. Įprastai tokie kvazarai aptinkami spektroskopiškai: kai fono galaktikos šviesa susilieja su kvazaro, jos emisijos linijos matomos ties kitokiais bangos ilgiais, nei kvazaro, nes tolimesnė galaktika nuo mūsų tolsta sparčiau, todėl yra labiau paraudusi. Naujame tyrime mokslininkai pristatė mašininio mokymosi metodą, kuris, naudojant duomenis iš Dark Energy Spectroscopic Instrument (DESI) apžvalgos, kone padvigubino žinomų lęšiuojančių kvazarų skaičių. Naudodami daugiau nei 800 tūkstančių kvazarų, kurių šviesa iki mūsų keliavo 10 milijardų metų ir mažiau, tyrėjai ieškojo gravitacinio lęšiavimo pavyzdžių, identifikuodami tolimesnės galaktikos emisijos linijas kvazarų spektruose. Kadangi tikri lęšiuojantys kvazarai yra itin reti, mokslininkai negalėjo neuroninio tinklo apmokymui pasitelkti tūkstančių tikrų pavyzdžių, kaip dažnai būna daroma. Jie pasirinko kitokį sprendimą: sukūrė 3000 realistiškų dirbtinių vaizdų, sujungę tikrus DESI kvazarų spektrus su tolimesnių galaktikų emisijos linijų spektrais. Prie jų pridėjo 30 000 paprastų kvazarų spektrų ir apmokė tinklą atskirti fono galaktikų emisijos linijų požymius nuo sudėtingų pačių kvazarų spektrinių savybių. Tinklas pasiekė 99% tikslumą atskirdamas lęšiuojančius ir nelęšiuojančius kvazarus. Pritaikę metodą DESI duomenims, mokslininkai rado septynis tvirtus lęšių kandidatus. Kiekvienas jų pasižymi stipriomis deguonies spektro linijomis, kylančiomis iš tolimosios galaktikos, o keturiuose matyti ir daugiau foninės galaktikos linijų. Metodas sėkmingai surado ir vienintelę anksčiau žinotą lęšiuojantį kvazarą, patenkantį į DESI imtį. Turėdami daug didesnį lęšiuojančių kvazarų rinkinį, mokslininkai galės geriau analizuoti, kaip dera jų centrinių juodųjų skylių ir visos galaktikos masė bei kitos savybės. Šios žinios svarbios aiškinantis, kaip juodosios skylės ir galaktikos vystosi kartu per milijardus metų. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Ypatingai masyvi ankstyva juodoji skylė. Kone kiekviena galaktika centre turi supermasyvią juodąją skylę. Jos masė glaudžiai susijusi su motininės galaktikos mase – kuo galaktika didesnė, tuo masyvesnė ir juodoji skylė. Tokį ryšį paaiškina paprastas raidos modelis, pagal kurį abu objektai auga kartu milijardus metų. Tačiau kaip šis ryšys prasidėjo? Per pirmuosius trejus metus James Webb teleskopo apžvalgos ankstyvoje Visatoje aptiko kelis šimtus mažų, labai tolimų ir netikėtai raudonų objektų, vadinamų mažais raudonaisiais taškeliais (LRD). Šie objektai, nepaisant daugelio bandymų paaiškinti, išlieka mįslingi. Kai kuriuose iš jų patvirtintos supermasyvios juodosios skylės, kurių masės, lyginant su visos galaktikos mase, gerokai viršija aplinkinės Visatos sąryšį. Dabar astronomai aptiko dar vieną, patį tolimiausią, LRD – vos 570 milijonų metų po Didžiojo sprogimo. Objektas, įvardijamas kaip CANUCS-LRD-z8.6, gali reikšmingai prisidėti tiek prie LRD, tiek prie supermasyvių juodųjų skylių kilmės sprendimo. James Webb spektrografas leido tyrėjams patvirtinti, kad šioje galaktikoje tikrai vyksta akrecija į juodąją skylę. Taip pat duomenys leido apskaičiuoti juodosios skylės masę, kuri pasirodė esanti apie 100 milijonų Saulės masių. Tai netikėtai daug tokiai ankstyvai Visatos stadijai. Anksčiau buvo aptikta pora panašiai nutolusių galaktikų su panašiomis juodosiomis skylėmis, tačiau jos buvo didesnėse ir masyvesnėse galaktikose, o ne LRD. CANUCS-LRD-z8.6, kaip ir kitos LRD, yra kompaktiška, vos kelių šimtų parsekų skersmens. Jos juodoji skylė beveik dešimteriopai masyvesnė, nei būtų tipiška šiandieninėms panašios masės galaktikoms. Toks rezultatas sustiprina jau anksčiau darytą išvadą, kad juodosios skylės ankstyvoje Visatoje augo daug sparčiau nei jų galaktikos. LRD gali būti reikšmingas juodųjų skylių ir galaktikų tarpusavio ryšio formavimosi etapas. Šis ir kiti atradimai ankstyvoje Visatoje padės suprasti, iš kur atsirado galaktikų centrinės juodosios skylės ir kaip jos taip greitai išaugo iki milijardų Saulės masių. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Communications.

***

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

Laiqualasse