Bandydami suprasti bet kokį reiškinį, mokslininkai dažnai remiasi principu, kuris vadinamas Okamo skustuvu. Pagal jį, labiausiai tikėtinas paaiškinimas yra tas, kuriam reikia mažiausiai prielaidų. Bet kartais vieno paaiškinimo nepakanka. Būna, kad stebimas procesas iš tiesų yra kelių fizikinių reiškinių pasekmė. Pavyzdžiui, įvairios plazmos struktūros Saulės vainike atsiranda dėl magnetinių linijų persijungimo, bet tie persijungimai gali būti kelių tipų, kaip parodė naujai išnagrinėti Parker Solar Probe stebėjimai. Saulės protoplanetiniame diske buvo įvairių santykinai trumpai gyvuojančių radioaktyvių elementų, kurie padėjo atsirasti uolinėms planetoms; labai tikėtina, kad jie čia atsirado dviem būdais – ir tiesiogiai atkeliavę iš netoli sprogusios supernovos, ir sukurti vietoje tos pačios supernovos įgreitintų kosminių spindulių. Paukščių Tako žvaigždžių cheminė sudėtis gali būti dvejopa, o dabar šį dvilypumą irgi pavyko paaiškinti, pasitelkus skaitmeninius modelius. Kitose naujienose – Marso įtaka Žemės klimatui, ultra-karštos uolinės egzoplanetos atmosfera ir tvirčiausi supermasyvių žvaigždžių egzistavimo jaunoje Visatoje įrodymai. Gero skaitymo!
***
Saulės magnetinio lauko vingiavimas. Saulę gaubia vainikas – labai karštos ir retos plazmos sluoksnis, iš kurio prasideda Saulės vėjas. Vainiką formuoja sudėtingas magnetinis laukas, kurio linijos išeina iš Saulės. Dalis jų ten pat sugrįžta įvairiomis kilpomis, dalis – tęsiasi į sistemos tolius. Magnetinio lauko linijos nuolat persijungia – keičia konfigūraciją, susijungdamos ir atsiverdamos, o šie procesai sukelia tokius reiškinius, kaip žybsniai ir vainikinės masės išmetimai. Teoriškai buvo prognozuojama, kad atvirų magnetinio lauko linijų grįžimą į Saulę turėtų lemti persijungimai vadinamajame heliosferos srovės sluoksnyje (HCS) – plonoje struktūroje, kuri perskiria Saulės magnetinį lauką į priešingo poliškumo zonas. Ankstesni stebėjimai iš Žemės orbitos apylinkių užfiksavo šio proceso pėdsakus, tačiau detalių trūko. Dabar NASA zondas Parker Solar Probe, beveik lygiai prieš metus praskriejęs vos 9,86 Saulės spindulio atstumu nuo žvaigždės – arčiau nei bet kada anksčiau – WISPR teleskopu užfiksavo išsamią magnetinių linijų persijungimo įvykių seką. Per 24 valandų stebėjimus identifikuoti trys skirtingi procesai: „buožgalvių“ – uodeguotų struktūrų – srautai artyn Saulės link, heliosferos srovės sluoksnyje persitvarkymas bei porų, kuriose viena magnetinė linija nukreipta į vidų, o kita – į išorę, atsiradimas. Paaiškėjo, kad buožgalviai prie vainike judančių plazmos srautų ribų greičiausiai atsiranda dėl apsikeitimo tipo persijungimo, kai dvi priešingos krypties magnetinio lauko kilpos persijungia į mažiau išlenktą konfigūraciją. Tuo tarpu aukščiau besiformuojantys panašūs dariniai turbūt atsiranda dėl heliosferos srovės sluoksnio įplyšimų. Taip pat pirmą kartą detaliai užfiksuotas dar vieno tipo persijungimas, vadinamas „atgnybimu“. Jis pasirodė esąs svarbus kuriant į vidų ir išorę nukreiptų linijų poras. Šie rezultatai parodo, kokią galingą tyrimų priemonę suteikia artimas Saulės aplinkos stebėjimas ir, kaip ir kiti Saulės magnetinių reiškinių tyrimai, padės geriau prognozuoti jos aktyvumą. Saulės aktyvumas gali pridaryti nemenkos žalos Žemei ir žmonijai, tad šios prognozės tampa vis svarbesnės. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal Letters.
***
Marso įtaka Žemės klimatui. Žemės orbita nėra visiškai pastovi – ji po truputį keičiasi dėl gravitacinių sąveikų su kitais Saulės sistemos kūnais. Šie vadinamieji Milankovičiaus ciklai susideda iš Žemės orbitos elipsės formos, ašies pasvirimo kampo ir kitų parametrų pasikeitimų. Žinoma, visa tai veikia ir klimatą, pavyzdžiui ledynmečių užslinkimą ir pasitraukimą. Pagrindinę įtaką orbitos pokyčiams daro Jupiterio ir Veneros gravitacija, tačiau ankstesni tyrimai parodė, kad Marsas irgi gali vaidinti svarbų vaidmenį kai kuriuose cikluose, pavyzdžiui, 2,4 milijono metų periodu. Tačiau kol kas nebuvo išsamiai ištirta, kaip būtent mažos masės Raudonoji planeta veikia įvairius ciklus. Dabar mokslininkai atliko išsamią dinaminę analizę, skaitmeniškai modeliuodami, kaip Milankovičiaus ciklai keistųsi, jei Marso masė skirtųsi nuo dabartinės. Tyrime buvo skaičiuojami pokyčiai Žemės orbitos elipsės suplotumui, perihelio – didžiausio nuotolio nuo Saulės – krypčiai, vidutinės planetų orbitų plokštumos kirtimo krypčiai bei ašies pasvirimo kampui. Marso masė kaitaliota nuo nulinės iki dešimt kartų didesnės už šiandieninę. Paaiškėjo, kad 405 tūkstančių metų ilgasis ciklas, kurį sukelia Veneros ir Jupiterio gravitacija, išlieka praktiškai nepaveiktas. Tuo tarpu trumpesni maždaug 100 tūkstančių metų ciklai labai priklauso nuo Marso, tad didėjant pastarojo masei ilgėja ir stiprėja. Dar ryškesnis skirtumas – 2,4 milijono metų ciklas visiškai išnyksta, kai Marso masė artėja prie nulio. Taip pat Žemės ašies pasvirimo ciklas, dabar trunkantis apie 41 tūkstantį metų, Marso masei didėjant pailgėja iki 45-55 tūkstančių metų. Šie rezultatai parodo, kad Marso masė tiesiogiai kontroliuoja Žemės klimato svyravimų spektrą – net nedidelis kaimyninės planetos masės pokytis gerokai pakeistų ilgalaikius klimato ciklus. Tyrimo rezultatai arXiv.
***
Uranas ir Neptūnas – uolinės milžinės? Saulės sistemos planetas įprastai skirstome į tris kategorijas: keturias uolines planetas (Merkurijų, Venerą, Žemę ir Marsą), dvi dujines milžines (Jupiterį ir Saturną) ir dvi ledines milžines (Uraną ir Neptūną). Šis padalijimas remiasi prielaida, kad uolienų ir metalų santykis Urane ir Neptūne yra mažas, taigi planetas sudaro daugiausiai lakiosios medžiagos, tokios kaip vanduo. Tačiau naujame tyrime mokslininkai parodė, kad šios planetos gali būti gerokai uolingesnės, nei manyta iki šiol. Tyrėjai sukūrė naują metodą planetų vidaus struktūrai modeliuoti. Skirtingai nuo ankstesnių tyrimų, kurie arba pernelyg supaprastino nagrinėjamus fizikinius procesus, arba buvo per daug nelankstūs, naujasis metodas sujungia abiejų požiūrių gerąsias dalis. Pradėję nuo atsitiktinai sugeneruotų planetų tankio profilių, mokslininkai iteratyviai ieškojo modelių, kurie vienu metu tenkina kelias svarbias savybes: hidrostatinės pusiausvyros lygtis, dermę su išmatuotomis gravitacinio lauko detalėmis bei šiluminį ir cheminį nuoseklumą. Tokiu būdu gautas platus galimų vidinių struktūrų spektras Uranui ir Neptūnui. Uolienų ir vandens santykis Urano modeliuose svyruoja nuo 0,04 iki beveik keturių, o Neptūno – nuo 0,20 iki beveik dviejų. Tai reiškia, kad abiejų planetų struktūroje gali dominuoti tiek vanduo, tiek uolienos. Deja, dabartiniai stebėjimų duomenys nepakankami nustatyti, kuris variantas teisingas. Visi modeliai turi konvekcines zonas, kuriose temperatūra ir slėgis leidžia susimaišyti tarpusavyje vandeniliui, heliui ir vandeniui. Šis mišinys yra laidus elektrai, todėl jam judant generuojami magnetiniai laukai. Jo egzistavimas paaiškina netipiškus planetų magnetinius laukus – skirtingai nei Žemė su aiškiu šiauriniu ir pietiniu magnetiniais poliais, Uranas ir Neptūnas turi daug sudėtingesnės formos magnetinius laukus. Urano magnetinis laukas greičiausiai generuojamas giliau nei Neptūno: dinamo zonos Urane baigiasi ties 69-74 procentais planetos spindulio, o Neptūne – ties 78-92 procentais. Šie rezultatai verčia suabejoti įprastine Urano ir Neptūno klasifikacija. Kaip pabrėžia tyrimo autoriai, reikalingos naujos misijos į šias planetas, kad galėtume tiksliau nustatyti jų tikrąją prigimtį. Tyrimo rezultatai publikuojami Astronomy & Astrophysics.
***
Supernovos šiluma kūrė uolines planetas. Vienas svarbiausių klausimų astronomijoje – kiek dažnos yra žemiško tipo, uolinės, planetos. Saulės sistemoje tokių planetų formavimuisi labai padėjo trumpaamžių radioaktyvių izotopų (SLR), ypač aliuminio-26, skilimo šiluma. Šie izotopai greičiausiai atkeliavo iš netoliese sprogusių supernovų. Tačiau dabartiniai modeliai negali atkurti meteorituose aptinkamų SLR skilimo produktų gausos, nesunaikindami Saulės protoplanetinio disko, iš kurio kilo planetos. Jei supernova būtų pakankamai arti, kad atneštų reikiamą radioaktyvios medžiagos kiekį, jos sprogimo smūginė banga būtų suardžiusi visą diską. Dabar mokslininkai pasiūlė naują problemos sprendimo mechanizmą, kurį pavadino „panirimu“. Jie sumodeliavo supernovos sprogimą apie vieno parseko atstumu nuo proto-Saulės sistemos. Tokiu atstumu sprogimas nesuardė disko, tačiau jo metu susiformavusių SLR srautas, pasiekiantis Saulės sistemą, būtų daug mažesnis, nei rodo meteoritų sudėties matavimai. Naujajame modelyje įtrauktas dar vienas SLR šaltinis: kosminiai spinduliai – ypatingai energingos dalelės, kurias įgreitina supernovos sprogimo banga. Kosminių spindulių dalelės susidurdavo su stabiliais atomais diske ir sukeldavo branduolines reakcijas, kuriose formavosi kiti trumpaamžiai izotopai, pavyzdžiui aliuminis-26. Skaičiavimai parodė, kad šio dvejopo mechanizmo duodama elementų gausa idealiai atitinka meteorituose išmatuotus izotopų kiekius. Tyrėjai įvertino, kad apie 10-50 procentų į Saulę panašių žvaigždžių spiečiuose bent kartą formavimosi metu patiria tokį artimą supernovos sprogimą. Tai reiškia, kad uolinių, galbūt gyvybei tinkamų planetų Visatoje gali būti gerokai daugiau, nei manyta iki šiol. Tyrimo rezultatai publikuojami Science Advance.
***
Ultra-karšta superžemė turi atmosferą. Planetos, apskriejančios savo planetas per parą ar greičiau, vadinamos ultratrumpojo periodo (USP) planetomis. Teoriniai skaičiavimai rodo, kad jos turėtų būti visiškai nuogos uolienos, nes intensyvi žvaigždės spinduliuotė turėtų lengvai išgarinti visas lakias medžiagas nuo jų paviršiaus. Taip rodo ir daugumos tokių planetų tankiai bei ankstesni spektrų stebėjimai. Tačiau kelios USP planetos pasižymi netikėtai mažu tankiu. Jį galima būtų paaiškinti egzotiška vidine struktūra, pavyzdžiui, visišku metalinio branduolio nebuvimu. Visgi paprastesnis galimas paaiškinimas yra dujų atmosferos egzistavimas. Dabar astronomai pirmą kartą išmatavo mažo tankio USP planetos TOI-561 b dienos pusės spinduliuotės spektrą. Planetos tankis yra 4,3 gramo į kubinį centimetrą, apie 30% mažiau, nei Žemės, nors ji už mūsų planetą masyvesnė. TOI-561 b skrieja aplink apie 10 milijardų metų amžiaus žvaigždę, kuri pasižymi santykinai nedideliu geležies bei aukštu alfa elementų, tokių kaip deguonis ir neonas, kiekiu. James Webb teleskopo NIRSpec instrumentu atlikti 3-5 mikrometrų bangų ilgio stebėjimai parodė, kad TOI-561 b dieninė pusė visiškai neatitinka plikos uolienos paviršiaus modelio. Šis rezultatas statistiškai labai reikšmingas, taigi jo negalima paaiškinti tiesiog stebėjimų paklaidomis. Plikų uolienų vietoje stebėjimai parodė storą dujų apvalkalą, kuris vėsina dienos pusę iki gerokai žemesnės temperatūros, nei 3000 kelvinų, tikėtini nuogos uolienos ar plonos atmosferos atveju. Šie rezultatai leidžia atmesti hipotezę, kad intensyviai švitinamos planetos visiškai netenka atmosferų. Priešingai, jie patvirtina prognozes, kad planetinio masto magmos okeanai gali išmesti pakankamai dujų, kad palaikytų atmosferos egzistavimą net ir ekstremaliomis sąlygomis. Tokios atmosferos sudėtis neabejotinai susijusi su magmos okeano sandara, taigi rezultatai atveria galimybę tirti ultra karštų superžemių geofizinę sandarą analizuojant jų atmosferas. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal Letters.
***
Kosmosas yra keistas. Kaip labai keistas? Apie tai siūlo pažiūrėti The Space Race:
***
Dviguba cheminė istorija atskleidžia Galaktikos raidą. Žvaigždės, esančios Saulės sistemos apylinkėse, pasižymi netikėta savybe – pagal cheminę sudėtį jas galima padalinti į dvi aiškias grupes. Vienos žvaigždės turi daugiau magnio palyginti su geležimi, o kitos – mažiau, nors abiejų grupių bendras sunkesnių už helį elementų, arba metalų, kiekis gali būti labai panašus. Šis dvilypumas jau seniai kelia mįslę astronomams. Ilgą laiką manyta, kad tokią cheminę struktūrą sukūrė susidūrimas su mažesne galaktika, vadinama Gajos Dešrele-Enceladu (GSE), kuri prieš maždaug dešimt milijardų metų įsiliejo į Paukščių Taką ir atnešė kitokios cheminės sudėties žvaigždes. Dabar tarptautinė mokslininkų grupė, naudodama detalius skaitmeninius modelius, atkūrė panašių į Paukščių Taką galaktikų formavimąsi virtualioje Visatoje ir nustatė, kad cheminis dvilypumas atsiranda visai kitaip. Tyrėjai išanalizavo 30-ies dirbtinių galaktikų cheminę raidą ir ieškojo, kas sukuria dvi atskiras chemines sekas. Paaiškėjo, kad galaktikos gali pasiekti dvilypę cheminę struktūrą įvairiais būdais – kartais dėl žvaigždėdaros pliūpsnių ir vėlesnių ramybės periodų, kartais dėl dujų srauto iš galaktiką supančios aplinkgalaktinės erdvės pokyčių. Susidūrimas su GSE tipo galaktika niekada nefigūravo kaip svarbus faktorius tokioms savybėms susidaryti. Svarbiausias atradimas, jog antrąją cheminę seką formuoja mažiau metalų turinčios dujos, krentančios iš aplinkgalaktinės terpės. Šis procesas labai priklauso nuo disko storio – plonesni diskai greičiau praranda savo mažiausiai metalingas dalis. Pavieniai susidūrimai su dujomis turtingomis galaktikomis negali ilgam praturtinti disko nemetalingomis dujomis, taigi toks scenarijus Paukščių Takui netinka. Be to, cheminių sekų forma atspindi ilgalaikius žvaigždėdaros pokyčius – mažėjantis magnio kiekis, gausėjant geležiai, kaip matoma Paukščių Tako mažai magnio turinčioje sekoje, rodo nuolat besitęsiančią arba lėtėjančią žvaigždėdarą. Šie rezultatai parodo, kad Paukščių Tako cheminė struktūra nėra visuotinis šablonas – galaktikos gali vystytis skirtingais keliais ir pasiekti panašius rezultatus. Tyrimo rezultatai publikuojami MNRAS.
***
Mažose galaktikose trūksta juodųjų skylių. Beveik kiekviena didesnė galaktika savo centre turi supermasyvią juodąją skylę. Šių objektų masės viršija milijoną Saulės masių, o kartais siekia net milijardus. Ilgą laiką buvo neaišku, ar centrinės juodosios skylės yra visuotinis galaktikų bruožas, t.y. ar jos egzistuoja ir mažose galaktikose. Naujas tyrimas, paremtas daugiau nei 20 metų Chandra rentgeno spindulių teleskopo stebėjimų duomenimis, duoda gana aiškų atsakymą, jog mažose galaktikose supermasyvių juodųjų skylių rasime retai. Tyrėjai išnagrinėjo daugiau nei 1600 galaktikų, nutolusių nuo mūsų ne daugiau kaip 50 megaparsekų; tai yra apie 60 kartų daugiau, nei atstumas iki Andromedos galaktikos. Tarp jų buvo tiek masyvių galaktikų, kurios viršija Paukščių Tako masę daugiau nei dešimt kartų, tiek nykštukinių, kurių žvaigždžių masė sudaro vos keletą procentų Paukščių Tako masės. Rentgeno spinduliuotė tyrimui pasirinkta neatsitiktinai: į juodąją skylę krentanti medžiaga dažnai skleidžia nemažai būtent šių spindulių, o kiti tokios spinduliuotės šaltiniai galaktikose pasitaiko retai. Galaktikos, kurių bendra žvaigždžių masė mažesnė nei trys milijardai Saulės masių – maždaug tiek turi Didysis Magelano Debesis, artimas Paukščių Tako kaimynas – paprastai neturi ryškių rentgeno šaltinių centruose. Tyrėjai svarstė dvi galimas priežastis, kodėl šiuose centruose neaptinkama rentgeno spinduliuotės. Pirma – mažesnėse galaktikose iš tiesų yra mažiau juodųjų skylių. Antra – į šias juodąsias skyles krenta taip mažai medžiagos, kad skleidžiama spinduliuotė per silpna, kad Chandra ją aptiktų. Išnagrinėję abu scenarijus, mokslininkai padarė išvadą, kad rentgeno šaltinių trūkumas atspindi tikrą juodųjų skylių skaičiaus sumažėjimą. Tada jie įvertino ir juodųjų skylių egzistavimo tikimybės priklausomybę nuo galaktikos masės. Štai daugiau nei 90 procentų masyvių galaktikų, įskaitant panašias į Paukščių Taką, turi supermasyvias juodąsias skyles. Tačiau mažesnėse galaktikose skaičiai mažėja. Galaktikose, kurių žvaigždžių masė siekia nuo vieno iki 10 milijardų Saulės masių, centrinę juodąją skylę rasti tikimybė yra apie 66 procentus, o nykštukinėse, kurių masė neviršija milijardo Saulės masių – tik 33 procentai. Šie rezultatai svarbūs suprantant, kaip formuojasi supermasyvios juodosios skylės. Pagal vieną teoriją, milžiniškas dujų debesis tiesiogiai kolapsuoja į juodąją skylę, kuri nuo pat pradžių būna tūkstančius kartų masyvesnė už Saulę. Pagal kitą – supermasyvios juodosios skylės užauga iš daug mažesnių, kurios susiformuoja mirus masyvioms žvaigždėms. Nauji rezultatai palaiko pirmąją teoriją, nes didžiųjų juodųjų skylių formavimasis yra retesnis ir vyksta daugiausiai masyviose galaktikose. Jei veiktų antrasis scenarijus, mažesnėse galaktikose turėtų būti tokia pati juodųjų skylių dalis kaip ir didesnėse. Taip pat rezultatai aktualūs prognozuojant ypatingai žemo dažnio gravitacinių bangų signalus. Tokie turėtų sklisti susijungiant supermasyvioms juodosioms skylėms, bet jei šių objektų mažose galaktikose pasitaiko nedažnai, gravitacinių bangų signalų irgi bus daug mažiau. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal.
***
Dauguma galaktikų per gyvenimą patiria ne vieną susiliejimą. Taip praeityje nutiko ir Paukščių Takui, ir Andromedai, ir beveik visoms kitoms, bent jau didelėms. Čia matome vieną beprasidedantį susiliejimą: nykštukinė galaktika NGC 1531, priartėjusi prie didesnės diskinės NGC 1532, iškreipė šios vijas. Galaktikas nuo mūsų skiria kiek daugiau nei 15 megaparsekų, jos matomos pietų danguje, Eridano žvaigždyne.
***
Galaktikų sulinkimai priklauso nuo aplinkos. Daugelis diskinių galaktikų nėra visiškai plokščios – jų diskai išlinkę arba iškreipti. Ilgą laiką buvo manoma, kad diskai išlinksta dėl gravitacinių sąveikų su kaimyninėmis galaktikomis arba dėl nesferinės tamsiosios materijos halo formos. Tačiau dabar tarptautinė mokslininkų grupė parodė, kad galaktikų iškrypimas glaudžiai susijęs ne tik su palydovinėmis galaktikomis, bet ir su didelio masto kosmine aplinka. Tyrėjai išnagrinėjo milžiniškos Sloan dangaus apžvalgos duomenis apie šimtus iškrypusių galaktikų. Jas suskirstė į du tipus: 244, kurių diskai išlinkę S raidės forma, ir 127, kurių diskai išlinkę U forma. Aplink jas iš viso rasta atitinkamai 1373 ir 740 palydovinių galaktikų. Taip pat tyrimo autoriai parinko tokį patį skaičių atitinkamų masių, atstumo nuo mūsų bei vietinio tankio galaktikų be disko iškrypimų. Siekdami suprasti ryšį tarp iškrypimo ir aplinkos, tyrėjai išanalizavo, kaip palydovinės galaktikos išsidėsčiusios erdvėje aplink centrines. Šis metodas netiesiogiai atskleidžia tamsiosios materijos halo formą ir kryptį. Paaiškėjo, kad palydovai aplink iškrypusias galaktikas pasiskirstę netolygiai: 45-90 laipsnių kampu nuo galaktikos pagrindinės ašies jų yra apie 10% daugiau, nei vidutiniškai. Tuo tarpu aplink kontrolinės grupės galaktikas palydovai išsidėstę praktiškai sferiškai. Skirtumas nėra didelis, tačiau statistiškai reikšmingas. Be to, palydovų orientacija kosminių gijų atžvilgiu priklauso nuo iškrypimo tipo. Aplink S tipo galaktikas palydovai dažniausiai išsidėstę išilgai artimiausios kosminės gijos – didžiulės pailgos dujų ir tamsiosios materijos struktūros, jungiančios galaktikų spiečius. O aplink U tipo galaktikas palydovai dažniau išsidėsto statmenai gijoms. Be to, iškrypusių galaktikų dalis didėja artėjant prie kosminių gijų, bent jau mažesniu nei 4 megaparsekų atstumu, tuo tarpu palydovinių galaktikų skaičius lieka beveik pastovus nepriklausomai nuo atstumo iki gijos. Tai rodo tiesioginį didžiosios struktūros poveikį didelės galaktikos formai. Šie rezultatai prieštarauja hipotezei, kad galaktikų iškrypimai atsiranda tiesiog dėl atsitiktinių sąveikų su palydovinėmis galaktikomis. Priešingai, jie rodo sudėtingesnę kilmę, kurią formuoja nevienalyčiai gravitaciniai laukai ir judesio kiekio momento (paprasčiau tariant, sukimosi) perdavimas tarp nesferinio tamsiosios materijos halo bei didesnių kosminių struktūrų. Skirtumas tarp S ir U tipų greičiausiai atspindi skirtingas evoliucines stadijas arba medžiagos pritraukimo iš kosminių struktūrų istorijas. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal.
***
Dulkėta juodoji skylė jaunoje Visatoje. James Webb teleskopas aptiko objektą, kurį mokslininkai pavadino Virgil, stebimą vos 800 milijonų metų praėjus po Didžiojo sprogimo. Pats šis faktas nestebina – dabar jau įprasta rasti galaktikas iš dvigubai jaunesnės Visatos. Tačiau mokslininkus sudomino atrodytų dvejopa objekto prigimtis. Stebint regimoje ir ultravioletinėje spektro dalyje, jis atrodo kaip paprasčiausia žvaigždes formuojanti galaktika. Tačiau infraraudonųjų spindulių ruože Virgil pasirodo kaip vienas raudoniausiųjų žinomų objektų tokiu nuotoliu. Jis klasifikuojamas kaip „mažasis raudonasis taškas“ – taip vadinami santykinai nedideli, ypatingai raudoni šaltiniai, kurie atsirado apie 600 milijonų metų po Didžiojo sprogimo, o praėjus milijardui beveik išnyko. Kas sukelia jų raudonumą ir kur jie dingo – iki šiol neaišku. Dabar astronomai paskelbė išsamią Virgil analizę, kuri atskleidžia jo tikrąją prigimtį ir padeda suprasti mažųjų raudonųjų taškų savybes. Naudodami JWST vidutinių infraraudonųjų spindulių instrumentą MIRI, tyrėjai nustatė, kad Virgil centre slypi supermasyvi juodoji skylė, kuri ypatingai sparčiai ryja medžiagą. Karštų dujų skleidžiamą energiją užgožia storų dulkių sluoksnis, todėl regimųjų ir ultravioletinių bangų ruože aktyvusis galaktikos branduolys nematomas. Juodosios skylės masė – gerokai didesnė, nei turėtų būti pagal galaktikos dydį, bent jau remiantis aplinkinės Visatos sąryšiais. Tokie „permasyvūs“ objektai, neretai aptinkami jaunoje Visatoje, meta iššūkį dabartiniams modeliams, kurie prognozuoja, kad galaktikos ir juodosios skylės auga sinchroniškai. JWST stebėjimai rodo, kad jaunoje Visatoje juodosios skylės dažnai aplenkdavo savo galaktikas. Virgil atradimas rodo, kad daugybė panašių objektų gali likti nepastebėti, nes daugelis JWST apžvalgų remiasi ilgais stebėjimais artimųjų infraraudonųjų kamera NIRCam, o MIRI laiko stebėjimui skiriama nedaug. Tai reiškia, kad astronomai gali praleisti didelę dulkėmis užgožtų juodųjų skylių populiaciją, kuri galėjo vaidinti svarbų vaidmenį ankstyvoje Visatos istorijoje. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal.
***
Tvirčiausi supermasyvių žvaigždžių įrodymai. Pirmieji keli šimtai milijonų metų po Didžiojo sprogimo vadinami kosmoso „tamsiaisiais amžiais“. Tuo metu dar nebuvo žvaigždžių, tad niekas neapšvietė ir nešildė dujų. Po jų ėmė žiebtis pirmosios žvaigždės ir transformuoti paprastą ankstyvosios Visatos cheminę sudėtį į turtingą elementų įvairovę, kurią matome šiandien. Teoriniai modeliai prognozuoja, kad tada galėjo egzistuoti ir ypatingai masyvios, tūkstančių Saulės masių žvaigždės, tačiau jų egzistavimo tiesioginių įrodymų kol kas nerasta. Dabar tarptautinė mokslininkų komanda, naudodama James Webb kosminį teleskopą, galaktikoje GS 3073 aptiko cheminius pėdsakus, kuriuos beveik neabejotinai paliko 1000-10000 Saulės masių pirmykštės žvaigždės. Galaktika GS 3073, matoma iš beveik lygiai milijardo metų amžiaus Visatos, pasižymi ekstremaliai aukštu azoto ir deguonies santykiu – 0,46. Palyginimui, Saulėje šis santykis yra apie keturis kartus žemesnis. Tyrėjai sumodeliavo įvairių objektų raidą ir cheminių elementų gamybą bei pasklidimą aplinkoje ir patikrino, kurie modeliai gali atkurti tokį aukštą šių elementų gausos santykį. Nei tarpinės masės žvaigždžių, nei masyvių mirštančių Wolfo-Rayeto žvaigždžių, nei greitai besisukančių pirmykščių žvaigždžių modeliai stebėjimų neatkūrė. Vienintelis sėkmingas modelis pasirodė esąs tūkstančių Saulės masių pirmosios kartos žvaigždės; jos gali pagaminti tokį azoto perteklių. Šiose žvaigždėse branduolyje degantis helis gamina anglį, o šis patenka į aplinkinius sluoksnius, kuriuose dega vandenilis. Ten anglis per vadinamąjį CNO ciklą jungiasi su vandeniliu ir virsta azotu, o konvekciniai srautai azotą paskleidžia po visą žvaigždę. Galiausiai šis azotu praturtintas sluoksnis išsisklaido į aplinkinę erdvę, kur jį ir užfiksuojame po milijardų metų. Būtent stipri konvekcija skiria šias žvaigždes nuo kitų ir padeda azotui pasklisti nevirtus deguonimi tame pačiame CNO cikle. Modeliai taip pat atskleidžia, kad šios milžiniškos žvaigždės nesprogsta kaip supernovos, o tiesiogiai kolapsuoja į tūkstančių Saulės masių juodąsias skyles. Šis jų raidos aspektas aktualus aiškinant kitą kosminę mįslę – supermasyvių juodųjų skylių prigimtį. Šie objektai randami mažiau nei milijardo metų amžiaus Visatoje, tačiau kaip jie atsirado ir užaugo iki milijardų Saulės masių – nežinia. Vienas iš teorinių modelių remiasi būtent supermasyviomis žvaigždėmis, kurios galėjo duoti tūkstančių Saulės masių pradmenis, o šiems užaugti iki stebimų masių lengviau, nei pradedant nuo dešimčių Saulės masių, kaip būtų sprogus supernova įprastai žvaigždei. GS 3073 centre taip pat aptikta aktyviai dujas ryjanti juodoji skylė – galbūt būtent vienos tokios pirmykštės žvaigždės liekana. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal Letters.
***
Štai tokios naujienos iš praėjusios savaitės. Kaip įprastai, laukiu jūsų klausimų ir komentarų.
Laiqualasse