Viena dažniausių kosmose randamų molekulių Kąsnelio tema irgi tampa neretai. Nieko keisto: vandens paieškos glaudžiai susijusios su gyvybės paieškomis, o nežemiškos gyvybės atradimas būtų turbūt didžiausia mokslo naujiena per pastarąjį šimtmetį, jei ne apskritai. Praeitos savaitės naujienose vandens randame kometoje 3I/ATLAS, kurios kriovulkanizmas rodo joje esant daug metalų; taip pat Marse, kur mokslininkai sukatalogavo didelius senovinių upių baseinus bei aptiko įrodymų apie lietingą praeitį; bei planetose prie kintančių žvaigždžių, kuriose vanduo gali išlikti gana stabilus, nepaisant šviesio pokyčių. Kitose naujienose – audros super-jupiteriuose ir rudosiose nykštukėse, ilgiausia besisukanti galaktikų struktūra ir žvaigždžių augimo šuolis paauglystėje. Gero skaitymo!
***
1972 metų gruodį žmonės (kol kas) paskutinį kartą lankėsi Mėnulyje. Apollo 17 misijos astronautai Mėnulyje praleido apie tris paras, per kurias tyrinėjo Taurus-Littrow slėnį. Taip pat jie važinėjo mėnuleigiu, o čia nufotografavo jį kraterio pašonėje. Reikia tikėtis, kad jau po keleto metų pamatysime naujų panašių vaizdų.
***
Asteroidas Bennu, kurio mėginių į Žemę pargabeno NASA zondas OSIRIS-REx, nesiliauja stebinti naujais atradimais. Štai neseniai paskelbta, kad jo granulėse rasta keletas cukrų ir netgi polimeras, primenantis gumą. Apie juos pasakoja John Michael Godier:
***
Kriovulkanizmas 3I/ATLAS. Kometos susideda iš ledo ir uolienų, o jų paviršiaus sluoksniuose paprastai gausu lengvų lakių junginių, kurie išgaruoja priartėjus prie Saulės. Tuo tarpu įvairių sunkių metalų Saulės sistemos kometų sudėtyje randama nedaug, mat šios formuojasi išorinėse Saulės sistemos dalyse iš dulkių bei ledo, kuriuose pačiuose metalų irgi beveik nėra didesnius darinius. Visgi teoriniai modeliai prognozuoja, kad kometos, susiformavusios kitur, pavyzdžiui aplink masyvesnes žvaigždes, galėtų būti turtingesnės metalais. Kol kas nebuvo aišku, ar tokios kometos egzistuoja ir kaip skiriasi jų aktyvumas priartėjus prie žvaigždės. Dabar mokslininkai, stebėję tarpžvaigždinės kometos 3I/ATLAS kelionę link Saulės nuo liepos iki lapkričio, nustatė, kad ji pasižymi neįprastai gausiu kriovulkanizmu – ledinių išsiveržimų aktyvumu, greičiausiai susijusiu su dideliu metalo kiekiu jos sudėtyje. 3I/ATLAS yra antroji patvirtinta tarpžvaigždinė kometa, atskriejusi į Saulės sistemą iš už jos ribų. Cheminės sudėties analizė leidžia spręsti, kad ji niekada anksčiau nepraskriejo arti jokios žvaigždės, tad išliko tokia pat, kokia buvo susiformavusi prieš milijardus metų savo gimtojoje sistemoje. Fotometriniai stebėjimai atskleidė, kad kometa, priartėjusi prie Saulės 2,5 astronominių vienetų atstumu, ėmė sparčiai ryškėti. Paryškėjimą sukėlė ne staigus sprogimas, o tolygus, tačiau spartus šviesio augimas. Tokį reiškinį gali sukelti vandens ledo sluoksnio aktyvacija – garavimo pradžia – visame kometos paviršiuje. Tyrėjai palygino nuo kometos atspindimos šviesos spektrą su Žemėje rastų meteoritų spektrais ir nustatė, kad jis atitinka retą anglinių chondritų (CR) tipą – senovinius, primityvius ir metalais turtingus meteoritus. Didelis metalo kiekis padeda paaiškinti stiprų kriovulkanizmą: kai paviršius įšyla ir ledas virsta vandeniu, skystis ima sąveikauti su smulkiomis metalo granulėmis, o šis cheminis procesas išskiria papildomą energiją ir dujas, pavyzdžiui anglies dvideginį, kurios sustiprina išsiveržimus. Ypač reikšmingas proceso detalių aprašymas – tyrėjai prognozuoja, kad metalų korozija gali inicijuoti reakcijas, sukuriančias specifinius cheminius produktus kometos hale. Šie produktai nėra būdingi įprastinėms Saulės sistemos kometoms, nes pastarosios formavosi išorinėje srityje ir neturėjo tiek metalų. Tarpžvaigždiniai objektai, tokie kaip 3I/ATLAS, suteikia retą galimybę tirti fizinius ir cheminius procesus tolimose Saulės sistemos vietose, įskaitant orbitose už Neptūno esančius objektus ir Oorto debesyje plūduriuojančias kometas. Tyrimo rezultatai arXiv.
***
Marso didžiųjų upių baseinai. Žemėje dideles upių sistemas formuoja klimatas ir tektoniniai procesai – kalnai nukreipia vandens srautus, sujungia atskiras upes į didelius baseinus, o pastarieji pasižymi milžiniška ekologine įvairove. Pavyzdžiui, Amazonės baseinas apima daugiau nei šešis milijonus kvadratinių kilometrų ir bene plačiausios įvairovės ekosistema planetoje. Ar panašios upių sistemos galėjo egzistuoti Marse, kuris neturi tektoninių procesų? Ar jos galėjo būti tinkamos gyvybei? Naujame tyrime mokslininkai pirmą kartą sudarė sistemingą Marso didžiųjų upių baseinų žemėlapį ir nustatė, kad tokių sistemų buvo ir ten. Tyrėjai sujungė ankstesnius individualius duomenis apie Marso slėnių tinklus, ežerus ir upes bei apibrėžė bendrų nuotėkio sistemų plotus. Jie identifikavo 19 didelių upių elementų telkinių, iš kurių 16 formavo vandens baseinus, didesnius nei 100 tūkstančių kvadratinių kilometrų – tai yra riba, nuo kurios Žemėje upės baseinai laikomi dideliais. Žemėje tokių baseinų yra apie šešis kartus daugiau – net 91, taigi Marso upių sistema tikrai buvo menkesnė. Tą patvirtina ir faktas, kad Marse dideli baseinai dengia tik apie 5% senovinių, senesnių nei 3,7 milijardo metų, paviršių – apie devynis kartus mažiau, nei Žemėje. Tiesa, šis procentas iš tiesų gali būti didesnis, nes erozija ir kraterių susidarymai greičiausiai dalį sistemų sunaikino bei paslėpė. Nepaisant to, apskaičiavus nuosėdų kiekius, paaiškėjo, kad didžiosios upių sistemos suformavo beveik pusę, tiksliau 42%, visų Marso upių nuosėdų. Tai reiškia, kad nors didžiojoje Marso paviršiaus dalyje upių tinklai buvo maži ir lokalūs, didelė dalis nuosėdų buvo transportuojama per didžiąsias sistemas ir greičiausiai susikaupė ribotame skaičiuje didelių nuosėdinių baseinų. Kadangi nuosėdos neša maistines medžiagas, šie 16 didžiųjų baseinų yra perspektyviausi regionai ieškant gyvybės pėdsakų Marse – kuo toliau vanduo keliauja, tuo daugiau cheminių reakcijų vyksta tarp vandens ir uolienų. Tyrimo rezultatai publikuojami Proceedings of the National Academy of Sciences.
***
Lietingos Marso praeities įrodymai. Molis Žemėje formuojasi ten, kur yra vandens. Kitose Visatos vietose – taip pat, todėl molingi mineralai Marse yra vienas iš įrodymų, kad praeityje ten buvo skysto vandens telkinių. Žemėje molio mineralai, turtingi aliuminiu, formuojasi dviem pagrindiniais būdais: kai uolienas skalauja šiltas vanduo arba lyjant lietui. Abiem atvejais mineralų sudėtis kinta, nes vanduo išplauna dalį mineralų, o kiti susikoncentruoja, bet procesas trunka milijonus metų. Marsas irgi pasižymi gausiais aliuminiu turtingais molio mineralais, paplitusiais visame senoviniame paviršiuje, tačiau kol kas nebuvo aišku, kuris formavimosi mechanizmas ten dominavo. Dabar mokslininkai, išnagrinėję Perseverance marsaegio SuperCam ir Mastcam-Z instrumentais surinktus duomenis apie šviesios spalvos uolienas Jezero krateryje, nustatė, kad šios uolienos greičiausiai susiformavo per ilgalaikį lietaus sukeltą dūlėjimą, esant klimatui, panašiam į Žemės tropikus. Šviesūs taškai rausvai oranžiniame Marso paviršiuje identifikuoti kaip kaolinito – aliuminio oksido silikato – molio mineralų granulės. Jų dydis svyruoja nuo smulkių akmenėlių iki kelių dešimčių centimetrų riedulių. Šių uolienų sudėtyje yra – 30-45 procentai aliuminio oksido (Al₂O₃), taip pat gausu titano, bet beveik nėra geležies ir magnio. Tokia sandara nesutampa su šilto vandens paliekamų nuosėdų sudėtimi. Palyginę Marso uolienų spektrus su panašiais mėginiais iš San Diego Kalifornijoje ir kelių regionų pietinėje Afrikoje, tyrėjai nustatė, kad jos panašios į Žemėje randamus išbalintus paleodirvožemius. Šie susidarė per ypatingai drėgnus laikotarpius praeityje, kai Žemėje vyravo šiltas klimatas ir gausūs lietūs. Kaolinitas Žemėje dažniausiai randamas atogrąžų miškų regionuose, kur per milijonus metų krituliai nuolatos plauna uolienas ir išskalauja visus kitus mineralus, palikdami tik aliuminio junginius. Kaolinito fragmentų kilmė Jezero krateryje lieka paslaptis, mat aplink nėra jokių didesnių uolienų atodangų, iš kurių jie galėtų kilti. Tiesa, kitose Marso vietose palydoviniai stebėjimai rodo dideles kaolinito sankaupas. Greičiausiai šiuos riedulius į kraterį atnešė upė, kuri formavo deltą, arba jie buvo išmėtyti asteroido smūgio metu. Šie radiniai rodo, kad Marso klimatas prieš kelis milijardus metų bent kurį laiką buvo labai šiltas ir drėgnas, o tai būtų tinkama aplinka gyvybei. Tyrimo rezultatai publikuojami Communications Earth & Environment.
***
Super-Jupiterių audros skiriasi nuo Jupiterio. Saulės sistemoje dujinės milžinės planetos – Jupiteris, Saturnas, Uranas ir Neptūnas – pasižymi juostine atmosferos struktūra: šviesesnės ir tamsesnės zonos driekiasi lygiagrečiai pusiaujui, o jų sandūrose formuojasi sūkuriai ir audros. Ilgą laiką buvo manoma, kad tokia atmosferos sandara turėtų būti būdinga visoms dujinėms planetoms, tačiau tokia prognozė nederėjo su stebėjimais. Tiesiogiai stebimų egzoplanetų – ypač vadinamųjų super-Jupiterių, kurių masės dešimteriopai viršija Jupiterio – atmosferos dažnai patiria netikėtai stiprius šviesio pokyčius, siekiančius dešimtis procentų per kelias valandas. Juostinė struktūra nieko panašaus negali paaiškinti. Dabar mokslininkai, pasitelkę bendrosios cirkuliacijos modelius ir James Webb teleskopu išmatuotus egzoplanetų spektrus, nustatė, kad super-Jupiterio VHS 1256b atmosferoje siautėja planetinio masto dulkių audros, kurios gyvuoja dešimtis parų ir fundamentaliai skiriasi nuo Jupiterio atmosferos struktūros. VHS 1256b, keliolika kartų masyvesnis už Jupiterį, skrieja aplink rudųjų nykštukių porą Varno žvaigždyne maždaug už 20 parsekų nuo mūsų. Tai yra labiausiai kintantis žinomas planetinės masės objektas – jo artimosios infraraudonosios spinduliuotės srautas kinta beveik 40 procentų intervale, bendrai spektras yra gana raudonas (t.y. didesnio bangos ilgio spinduliuotė stipresnė, nei trumpesnio), jame matyti silikato dulkių požymiai. Tyrėjai sumodeliavo tikėtiną atmosferos dinamiką tokių savybių objekte ir parodė, kad stebimus šviesio pokyčius, jų neperiodiškumą bei priklausomybę nuo bangos ilgio geriausiai paaiškina milžiniški dulkių debesys, sklindantys su bangomis ties pusiauju ir periodiškai uždengiantys skirtingas planetos dalis. Šie debesys gali išplisti iki tūkstančių kilometrų ir išlikti aktyvūs dešimtis dienų. Tokia audringa atmosferos elgsena, neturinti analogų Saulės sistemoje, greičiausiai būdinga daugeliui dulkėtų sub-žvaigždinių objektų – tiek rudųjų nykštukių, tiek super-Jupiterių. To priežastis – aukštesnė jų temperatūra dėl stipraus vidinio kaitinimo, kuri palengvina bangų formavimąsi. Tyrimo rezultatai publikuojami Science Advances.
***
Žvaigždžių prasilenkimas paliko jonizacijos pėdsaką. Saulės sistemą supa vadinamieji vietiniai tarpžvaigždiniai debesys – santykinai tankių dujų ir dulkių sankaupos, sudarytos daugiausiai iš vandenilio ir helio atomų ir besitęsiančios apie 10 parsekų. Toliau, už šių debesų, plyti Vietinis karštasis burbulas – regionas, kuriame dujos ir dulkės ypač retos ir kuris greičiausiai susiformavo prieš kelis milijonus metų sprogus 10-20 supernovų. Burbule tvyro energinga ultravioletinė spinduliuotė, kuri jonizuoja vandenilio ir helio atomus – atplėšia nuo jų elektronus, paversdama teigiamais jonais. Dalį spinduliuotės skleidžia karštos burbulo dujos, taip pat – kelios netolimos baltosios nykštukės. Kol kas nebuvo visai aišku, kokie dar šaltiniai yra svarbūs jonizacijai. Dabar astrofizikai, išnagrinėję įvairius galimus jonizacijos šaltinius, nustatė, kad pagrindinis vaidmuo teko dviem karštoms žvaigždėms, prasilenkusioms su Saule prieš 4,4 milijonus metų. Didžiojo Šuns Epsilon ir Beta – masyvios žvaigždės, kurių masės maždaug 13 kartų viršija Saulės, o paviršiaus temperatūros siekia 21-25 tūkstančius laipsnių. Šiandien jos nutolusios daugiau nei 120 parsekų, bet tyrėjai apskaičiavo, kad netolimoje praeityje šios žvaigždės buvo arčiau Saulės. Prieš 4,4 milijono metų jos praskriejo per 10 parsekų atstumą nuo jos – kosmoso masteliais tai labai artimas prasilenkimas, vos kelis kartus toliau, nei artimiausia žvaigždė. Tuo metu jos mūsų nakties danguje buvo keturis-šešis kartus ryškesnės nei šiandieninis Sirijus, o jų skleidžiama ultravioletinė spinduliuotė vietos debesyse buvo 100-200 kartų stipresnė nei dabar. Šiandien didžiosios žvaigždės Vietiniam burbului ir debesų pakraščiams teikia apie 6800 vandenilį jonizuojančių fotonų kiekvienam kvadratiniam centimetrui per sekundę, o paties burbulo dujos gali suteikti panašų ar net didesnį kiekį. Laikui bėgant, žvaigždžių įtaka vis mažės ir burbulo medžiaga palengva taps neutrali. Tyrėjai taip pat nustatė, kad būtent šių dviejų žvaigždžių prasilenkimas paaiškina netikėtai didelę helio jonizacijos dalį vietiniuose debesuose – apie 40 procentų, lyginant su vos 20 procentų vandenilio. Abi žvaigždės, kaip ir kitos panašiai masyvios, gyvuoja trumpai – daugiausiai 20 milijonų metų – ir po kelių milijonų metų greičiausiai sprogs supernovomis. Žemei pavojaus tai nekels, bet gražus vaizdas danguje – neabejotinas. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal.
***
Vandens išlikimas kintančių žvaigždžių planetose. Planetų tinkamumas gyvybei priklauso ne tik nuo atstumo iki žvaigždės, bet ir nuo pačios žvaigždės elgesio. Ypač mažos, M tipo žvaigždės pasižymi dideliu kintamumu – jų šviesį keičia dėmės, žybsniai, išsiveržimai ir magnetinio lauko svyravimai. Žvaigždžių žybsniai bei plazmos pliūpsniai gali nudraskyti egzoplanetų atmosferas ir ozono sluoksnius, tad natūraliai kyla klausimas, ar planetos aplink tokias žvaigždes apskritai gali būti tinkamos gyvybei. Visai žemiškai gyvybei reikalingas vanduo, tad būtent galimybė jam egzistuoti planetos paviršiuje laikoma labai svarbiu gyvybingumo kriterijumi. Dabar astronomai, išnagrinėję devynias planetas gyvybingoje zonoje aplink stipriai kintančias žvaigždes, nustatė netikėtą rezultatą – vanduo jose turėtų būti gana stabilus . Naudodami TESS teleskopo fotometrijos duomenis, tyrėjai parinko žvaigždes, kurių kintamumo amplitudė viršija 100 dalių milijone; kitaip tariant, jų šviesis laikui bėgant kinta stipriau, nei Saulės. Tada jie apskaičiavo, kaip šis kintamumas veikia planetų pusiausvyros temperatūrą bei vandens praradimo spartą. Žvaigždžių masės svyravo nuo 0,17 iki 1,25 Saulės masės. Paaiškėjo, kad žvaigždžių kintamumas turi labai mažą įtaką planetų pusiausvyros temperatūrai. Tiesa, tyrėjai pabrėžia, kad jų nagrinėtos žvaigždės nėra ekstremaliai kintančios, nes tokių žvaigždžių planetas aptikti ir tirti kur kas sunkiau. Visgi net pritaikius analogišką analizę hipotetinei planetai, skriejančiai prie stipriai kintančios žvaigždės gyvybinės zonos vidinio krašto, gautas analogiškas rezultatas. Tai leidžia spręsti, kad vanduo į Žemę panašiose planetose gali būti tikrai atsparus žvaigždės kaprizams, tad ir gyvybė tokiose planetose galėtų užsimegzti. Žinoma, kiti veiksniai irgi svabūs jos vystymuisi, tad per didelio optimizmo iš šio tyrimo pasiimti nederėtų. Tyrimo rezultatai arXiv.
***
Žvaigždžių paauglystės šuolis. Žvaigždės formuojasi molekuliniuose debesyse. Debesies fragmentas traukiasi ir vis greičiau sukasi, kol suformuoja prožvaigždę ir diską aplink ją. Auganti žvaigždė pamažu prisirenka medžiagos iš protoplanetinio disko, o jame tuo tarpu formuojasi planetos. Standartiniai žvaigždžių raidos modeliai prognozuoja, kad medžiagos kritimo į žvaigždę sparta su amžiumi turėtų mažėti – jaunos žvaigždės auga sparčiau, o vėliau vis lėčiau, kol galiausiai visai nustoja. Visgi tarpinės masės žvaigždėms, kurių masės svyruoja tarp 1,5 ir 4 Saulės masių, šis scenarijus neveikia: naujame tyrime astronomai parodė, kad tokios žvaigždės vėlesniame formavimosi etape medžiagą ryja daug sparčiau, nei jaunystėje. Tyrėjai palygino jaunesnių tarpinės masės T Tauri tipo žvaigždžių (IMTTS) medžiagos kritimo spartą su truputį senesnių Herbig žvaigždžių, į kurias pirmosios evoliucionuoja. Herbig žvaigždės jau artimos pagrindinei sekai, tačiau vis dar auga ir yra supamos diskų. Paaiškėjo, kad Herbig žvaigždžių vidutinė kritimo sparta siekia beveik dvi Saulės mases per 10 milijonų metų, o jaunesnių IMTTS – tik 0,12, arba keliolika kartų mažiau. Priežastis slypi padidėjusioje temperatūroje: pavyzdžiui, dviejų Saulės masių žvaigždės temperatūra IMTTS etape yra apie 4900 kelvinų, o Herbig etape – jau 9100 kelvinų. Karštesnė žvaigždė skleidžia daug daugiau tolimosios ultravioletinės spinduliuotės ir jonizuoja daugiau disko dujų. Jonizuotos dujos geriau sąveikauja su žvaigždės magnetiniu lauku, o tai stiprina turbulenciją, lėtina dujų judėjimą ratu ir spartina medžiagos kritimą į žvaigždę. Šis scenarijus išsprendžia ir seniai žinomą problemą apie planetų formavimąsi prie Herbig žvaigždžių. Anksčiau buvo manoma, kad Herbig žvaigždės turi labai masyvius protoplanetinius diskus, bet jie yra nestabilūs ir greitai subyra, nesuteikdami laiko planetoms užaugti. Dabar paaiškėjo, kad diskai nebūtinai turi būti masyvūs, kad palaikytų aukštą medžiagos kritimo spartą; T Tauri etape stebima kritimo sparta netgi neįmanoma su tokiais masyviais diskais, kaip prognozuota anksčiau. Taigi šių žvaigždžių protoplanetiniai diskai gali būti pakankamai maži, kad planetos galėtų susiformuoti iki diskui subyrant ar kitaip pranykstant. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astronomical Journal.
***
Galaktikų susiliejimai aktyvina branduolius. Beveik kiekvienoje masyvioje galaktikoje, pačiame centre, rasime supermasyvią juodąją skylę. Didelėje dalyje galaktikų jos yra gana ramios – lėtai traukia aplinkines dujas, tačiau pastarųjų yra nedaug, tad iš centro sklinda tik blausi spinduliuotė. Tačiau nedidelė dalis galaktikų pasižymi aktyviais galaktikų branduoliais (AGN); taip vadinama supermasyvi juodoji skylė ir aplinkinės dujų struktūros, kurios ryškiai šviečia bei išmeta medžiagą į šalis galingomis čiurkšlėmis bei tėkmėmis. Neretai AGN spinduliuotė gali nustelbti visos galaktikos žvaigždžių šviesą. Ne vieną dešimtmetį diskutuojama, ar galaktikų susiliejimai yra svarbūs aktyvių branduolių atsiradimui. Iš vienos pusės, susiliejimo sukelta turbulencija gali stumtelėti daugiau medžiagos juodosios skylės link ir taip ją „įžiebti“. Visgi daugybė ankstesnių tyrimų nerado aiškaus ryšio tarp šių dviejų reiškinių. Tuos tyrimus ribojo mažos galaktikų imtys ir nepakankamai kokybiškos nuotraukos. Dabar mokslininkai, ištyrę pirmuosius Euclid kosminio teleskopo duomenis, apimančius daugiau nei milijoną galaktikų, patvirtino, kad susidūrimai tikrai atlieka svarbų vaidmenį AGN sužadinimui, o ryškiausiems AGN jie yra dominuojantis mechanizmas. Tyrėjai sukūrė dirbtiniu intelektu paremtą vaizdų išskaidymo įrankį, kuris ne tik identifikuoja AGN, bet ir kiekybiškai įvertina jų spinduliuotės indėlį palyginti su visa galaktika. Metodas remiasi tuo, kad aktyvus branduolys galaktikos nuotraukoje yra taškinis spinduliuotės šaltinis, taigi jį galima atskirti nuo pasklidusios žvaigždžių spinduliuotės. Šis metodas gali atskleisti net silpnus AGN, kuriuos praleidžia kiti identifikavimo būdai. Naudodami šį metodą beveik 700 tūkstančių galaktikų, kurių žvaigždžių masė siekia bent 6,3 milijardo Saulės masių (apie du kartus daugiau, nei Didžiojo Magelano debesies, tačiau apie aštuonis kartus mažiau, nei Paukščių Tako), tyrėjai nustatė, kad apskritai AGN yra beveik kas dvyliktoje galaktikoje – šiek tiek dažniau, nei buvo manoma iki šiol. Atskyrus galaktikas pagal jų aplinką pastebėta, kad susiliejimą patiriančiose galaktikose AGN pasitaiko 2-6 kartus dažniau nei izoliuotose. Tikslus santykis priklauso nuo to, kaip atrenkame, kuriose galaktikose yra AGN: jaunuose, dulkėtuose susiliejimuose, kur AGN matomas tik infraraudonųjų spindulių ruože, aktyvių branduolių yra šešis kartus daugiau, tuo tarpu vėlyvos stadijos susiliejimuose, kur dulkės jau nusėdusios ir AGN matomas ir rentgeno spindulių ruože, santykis sumažėja iki dviejų. Analizuodami skirtingų AGN tipų dažnumą, mokslininkai nustatė, kad ryškiausiems AGN (spinduliavimo galingumo daugiau nei 10⁴⁵ ergų per sekundę, arba daugiau nei 300 milijardų Saulės šviesių) susidūrimai tikrai yra dominuojantis mechanizmas – daugiau nei pusė tokių objektų randama besijungiančiose galaktikose. Taip pat AGN yra ryškesnis galaktikose su didesne žvaigždine mase, o tai rodo, kad masyvesnėse galaktikose supermasyvios juodosios skylės auga sparčiau. Taip pat nustatyta, kad ryškiausi AGN aptinkami efektyviausiai žvaigždes formuojančiose bei masyviausiose galaktikose; tai leidžia spręsti, kad juodosios skylės ir jų galaktikos linkusios augti kartu. Tyrimo rezultatus rasite dviejuose straipsniuose arXiv: susiliejimų įtaka, aktyvių branduolių paieškos algoritmas.
***
Viena didžiausių besisukančių struktūrų. Visatoje galaktikos pasiskirsčiusios netolygiai; priešingai, jos telkiasi į grupes bei spiečius, o šiuos jungia milžiniški siūlai, arba filamentai, kartu sudarantys vadinamąjį kosminį voratinklį, Filamentai gali driektis net šimtus megaparsekų. Jie veikia kaip greitkeliai, kuriais medžiaga teka į galaktikas ir jas įsuka. Taigi kosminio voratinklio gijų tyrimai padeda suprasti, kaip galaktikos įgauna dujų atsargas ir kaip pradeda suktis. Teoriniai modeliai prognozuoja, kad filamentų gravitacija turėtų veikti galaktikų orientaciją erdvėje, tačiau kol kas nebuvo aišku, ar šis poveikis tikrai reikšmingas ir ar galaktikos filamentuose dažniau sukasi ta pačia kryptimi. Dabar mokslininkų komanda, pasitelkusi MeerKAT radijo teleskopą Pietų Afrikoje, aptiko vieną didžiausių besisukančių struktūrų Visatoje – filamentą, kuriame galaktikos ne tik išsirikiavusios išilgai ašies, bet ir sukasi kartu. Pirmiausia tyrėjai aptiko 14 galaktikų, gausių vandenilio dujų, išsidėsčiusių ploname 1,7 megaparseko ilgio ir vos 35 kiloparsekų skersmens siūle. Pažvelgus plačiau paaiškėjo, kad šią struktūrą gaubia daug didesnė kosminio voratinklio gija, nusidriekusi mažiausiai 15 megaparsekų ir apimanti daugiau nei 280 galaktikų. Maždaug 43 megaparsekus nuo mūsų nutolusią struktūrą sudarančios galaktikos sukasi daugiausiai išilgai filamento ašies – krypčių panašumas daug didesnis, nei prognozuoja kosmologiniai modeliai. Tyrėjai taip pat nustatė, kad galaktikos abiejose filamento vidurio linijos pusėse juda priešingomis kryptimis, o tai rodo, jog visa struktūra sukasi. Sukimosi greitis siekia apie 110 kilometrų per sekundę, o tanki centrinė ašis, aplink kurią vyksta orbitinis judėjimas, yra maždaug 50 kiloparsekų spindulio (tai panašu ar šiek tiek viršija Paukščių Tako skersmenį). Galaktikų gausa filamente ir jų lėtas judėjimas vienos kitų atžvilgiu rodo, kad stebime jauną struktūrą ankstyvoje raidos stadijoje. Net ir per milijardus metų joje išsilaikė kosminių medžiagos srautų pėdsakai. Šis atradimas padės daug geriau suprasti, kaip dujų judėjimas ir sukimasis perduodamas iš didžiulių filamentų į atskiras galaktikas ir kaip tai lemia jų morfologiją, sukimąsi ir žvaigždžių formavimąsi. Tyrimo rezultatai publikuojami Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.
***
Kosmologiniai parametrai iš atmestų nuotraukų. Visatos plėtimosi istorija ir jos sudėtis – tamsioji energija, tamsioji materija bei įprasta materija – gali būti tiriami analizuojant, kaip tolimų galaktikų šviesa išsikreipia keliaujant link mūsų. Šį reiškinį, vadinamą silpnuoju gravitaciniu lęšiavimu arba kosmine šlytimi, sukelia netolygus tamsiosios materijos pasiskirstymas erdvėje. Telkinių gravitacija patraukia fotonus arčiau savęs, todėl tolimos galaktikos matomos šiek tiek ištemptos, suspaustos ar sulenktos, panašiai kaip upės dugnas pro skaidrų, tačiau raibuliuojantį vandenį. Didelės kosminės šlyties apžvalgos, tokios kaip Dark Energy Survey (DES), jau pateikė stebėtinai tikslių Visatos parametrų vertinimų, naudodamos šimtus tūkstančių dedikuotų nuotraukų, darytų per daugelį metų. Tačiau tokios apžvalgos atmeta didelę dalį vaizdų, kurie neatitinka griežtų kokybės kriterijų. Visgi galbūt ir šie atmesti vaizdai, kaip ir kitiems tikslams darytos nuotraukos, galėtų būti panaudotos panašiai analizei? Dabar astrofizikai, išnagrinėję daugiau nei 107 milijonų galaktikų atvaizdus iš maždaug aštuntadalio dangaus ploto, užfiksuotus už DES ribų įvairiais moksliniais tikslais, parodė, kad net ir tokie duomenys duoda patikimus kosmologinius parametrus. DECADE (Dark Energy Camera All Data Everywhere) apžvalga pakartotinai panaudojo archyvinius Tamsiosios energijos kameros (Dark Energy Camera) teleskopo vaizdus, kurie buvo gauti tyrinėjant nykštukines galaktikas, žvaigždes, tolimus galaktikų spiečius ir kitus objektus. Tyrėjai pritaikė daug liberalesnius vaizdo kokybės kriterijus nei įprastai leidžiama silpnojo lęšiavimo analizėse. Visgi ir tokių vaizdų pakako, kad pavyktų išmatuoti vidutinius galaktikų formų iškraipymus. Taip jie galėjo apskaičiuoti du svarbius kosmologinius parametrus: S₈, kuris nurodo vidutinį materijos netolygumą aštuonių megaparsekų masteliu, ir Ωₘ – santykinį materijos (įprastos ir tamsiosios) tankį. Gautos vertės labai panašios į DES apžvalgos rezultatus, nors naudojamos visai kita, nors ir panašaus dydžio, galaktikų imtis. Taip pat rezultatai gerai dera ir su kosminės foninės mikrobangų spinduliuotės matavimais. Sujungus DECADE ir DES duomenis, kurie kartu aprėpia apie ketvirtadalį dangaus ir 270 milijonų galaktikų, gautos dar tikslesnės parametrų vertės. DECADE rezultatai parodo, kad net archyviniai, įvairiais tikslais daryti, vaizdai gali būti panaudoti patikimai kosmologinei analizei, o tai leis ateityje naudoti daug didesnį duomenų kiekį nei įprasta. Tyrimo rezultatai publikuojami Open Journal of Astrophysics, juos rasite arXiv.
***
Štai tokios naujienos iš praėjusios savaitės. Kaip įprastai, laukiu jūsų klausimų ir komentarų.
Laiqualasse