Didžioji dalis įprastos, arba „barioninės“, medžiagos Visatoje yra dujos: tarpgalaktinės, tarpžvaigždinės, planetų atmosferos ir kita. Praėjusios savaitės naujienose randame visų šių rūšių dujų analizės. Štai Urano ir Neptūno sandarą, pasirodo, galima paaiškinti ne vien ledo planetos struktūra, bet ir uoline. O uolinės egzoplanetos, mažesnės už Neptūną, greičiausiai dažnai yra magmos pasauliai, kurių paviršiuje plytintys išsilydžiusių uolienų okeanai kuria jų atmosferas. Viena tokia uolinės egzoplanetos atmosfera netgi aptikta. Didžiausiais masteliais randame supermasyvią juodąją skylę, pabėgusią iš savo galaktikos, ir jos kilvateryje besimaišančias įvairias dujas. Kitose naujienose – žiedų dulkių halas aplink Saturną, karštųjų jupiterių migracija ir Paukščių Tako analogų evoliucijos analizė. Gero skaitymo!

***

Mėnulis išsiveržė iš Žemės gelmių? Mėnulio kilmė iki šiol kelia nesutarimų. Populiariausia teorija teigia, kad prieš 4,5 milijardo metų, netrukus po Žemės susiformavimo, į planetą trenkėsi Marso dydžio kūnas, vadinamas Tėja. Smūgio išsvaidytos medžiagos skeveldros vėliau sukibo į Mėnulį. Tačiau ši teorija susiduria su problema: Apollo misijų pargabentų Mėnulio uolienų izotopinė sudėtis beveik identiška Žemės mantijos ir plutos uolienoms. Jei Mėnulis būtų susidėjęs daugiausiai iš Tėjos medžiagos, kaip prognozuoja modeliai, jų sudėtys turėtų skirtis. Kur dingo Tėja? Alternatyvi hipotezė, pasiūlyta dar XIX amžiuje George`o Darwino (evoliucijos teorijos kūrėjo sūnaus), teigia, kad Mėnulis atskilo nuo greitai besisukančios Žemės. Ši idėja puikiai paaiškina izotopinę sudėtį, nes Mėnulis būtų kilęs vien iš Žemės medžiagos. Tačiau ji susiduria su judesio kiekio momento tvermės problema: tam, kad Žemė suirtų, reikalinga keturis kartus didesnė sukimosi energija, nei turi dabartinė Žemės ir Mėnulio sistema. Dabar mokslininkai pasiūlė naują modelį, kuriame Mėnulis susidarė iš medžiagos, išsiveržusios po katastrofinio sprogimo Žemės gelmėse. Pagal šį modelį, Žemės branduolyje formavimosi metu susikaupusi šiluma sukūrė du sutankėjimus ties branduolio ir mantijos riba, priešingose planetos pusėse. Jie galėjo būti dabartinių didelių mažo greičio sričių (LLVP) po Ramiuoju vandenynu ir Afrika pirmtakai. Šiose struktūrose susikaupė lengvų cheminių elementų ir energijos. Tuo metu Žemė greičiausiai neturėjo tektoninių plokščių, tad gelmių energija į paviršių kilo tik karštais mantijos burbulais, kurie formavosi ties sutankėjimais. Visgi šių burbulų nepakako besikaupiančiam karščiui gelmėse pašalinti; jie tik suminkštino mantiją ir plutą priešingose Žemės pusėse. Galiausiai po Ramiuoju vandenynu įvyko milžiniškas sprogimas. Truputį panašūs sprogimai kartais Žemėje vyksta ir dabar, jie vadinami kimberlito išsiveržimais. Sprogimas išsviedė mantijos, plutos ir LLVP medžiagą į žemąją Žemės orbitą, kur ji sukibo į Mėnulį. Naujoji hipotezė greičiausiai greitai nepakeis nusistovėjusios, tačiau iškeltos idėjos gali padėti praplėsti ir Tėjos modelį bei padėti paaiškinti Mėnulio uolienų kilmę. Tyrimo rezultatai publikuojami Acta Geochimica.

***

Aptikti tamsiąją materiją – milžiniškas iššūkis. Nepaisant dešimtmečių pastangų, kol kas visi bandymai baigėsi bergždžiai. Taigi mokslininkai sugalvoja įvairiausių naujų būdų, kur galima būtų aptikti tamsiosios materijos dalelių požymių. Viena tokia idėja – panaudoti Jupiterio palydovą Ganimedą. Apie tai pasakoja John Michael Godier:

***

Saturno žiedų dulkių halas. Vienas pirmų dalykų, kurį sužino studentai, mokydamiesi apie planetas, yra Saturno žiedų plonumas. Pro teleskopą jie atrodo kaip kone dvimatė struktūra; jų skersmuo siekia šimtus tūkstančių kilometrų, o storis – vos apie kilometrą. Tačiau 2017 metais Cassini zondas, skraidydamas paskutiniąsias orbitas, rinkdamas dulkių mėginius, aptiko netikėtai daug dulkių dalelių toli nuo žiedų plokštumos. Dabar mokslininkai, išnagrinėję šiuos duomenis, nustatė, kad Saturno žiedai tęsiasi daug toliau virš ir žemiau vidurio plokštumos, nei rodo vizualūs stebėjimai, formuodami savotišką halą aplink planetą. Per 20 orbitų Cassini Kosminių Dulkių Analizatorius (CDA) išmatavo 1690 dulkių spektrų. Iš jų 155 aiškiai buvo mineralinės kilmės dalelės – silikatai. Šios dalelės aptiktos iki trijų Saturno spindulių aukštyje virš ir žemiau žiedų plokštumos beveik vienodais kiekiais. Vienas Saturno spindulys yra apie 58 tūkstančius kilometrų, taigi dulkės išsisklaidžiusios maždaug 174 tūkstančių kilometrų atstumu nuo žiedų plokštumos. Cheminė šių dulkių analizė atskleidė stulbinančius panašumus su silikatais, kurie aptikti arti pačių žiedų. Tiek artimos, tiek tolimos dalelės daugiausiai sudarytos iš magnio ir kalcio, šių elementų gausos santykis panašus į tipinius bendrai Visatoje, o geležies jose reikšmingai mažiau. Tyrėjai pasitelkė dinaminius skaitmeninius modelius, kad išsiaiškintų, kaip tokios dalelės galėjo pasiekti tokius aukščius. Paaiškėjo, kad tai įmanoma, jei dalelės iš žiedų išmetamos didesniu nei 25 kilometrų per sekundę greičiu ir jų dydis mažesnis nei 20 nanometrų. Tokie parametrai gali būti pasiekti, kai į žiedus trenkiasi mikrometeoroidai – maži kosmoso dulkių grūdeliai, kurių Saturno aplinkoje santykinai gausu. Smūgis staigiai išgarina grūdelius, o iš garų vėliau kondensuojasi silikatų nanodalelės. Šis mechanizmas paaiškina ir geležies išsiskyrimą, nes geležis neišgaruoja ir lieka žieduose. Elektromagnetinės jėgos gali pakreipti tokių smulkių dalelių trajektorijas, leisdamos joms pasiekti stebimą aukštį. Tyrėjai taip pat išnagrinėjo alternatyvią teoriją – kad dalelės galėjo būti pritrauktos iš išorės, veikiant Saturno gravitacijai, tačiau ją atmetė, nes cheminė sudėtis neatitinka kitose Saturno sistemos dalyse CDA užfiksuotų iš išorės atlėkusių dulkių sandaros. Tyrimo rezultatai publikuojami The Planetary Science Journal.

***

Asteroidų susidūrimas prie Fomalhauto. Žvaigždė Fomalhautas Pietų Žuvies žvaigždyne, nutolusi mažiau nei dešimt parsekų nuo Žemės, jau beveik du dešimtmečius labai domina astronomus ir kelia ginčus. 2008 metais aplink ją buvo aptiktas ryškus objektas, pavadintas Fomalhaut b, kuris atrodė kaip dulkių apgaubta egzoplaneta, atspindinti žvaigždės šviesą. Tačiau vėlesni stebėjimai sukėlė abejonių – objekto šviesis keitėsi neįprastai, o 2023 metais jis visiškai išnyko iš Hubble teleskopo vaizdų. Dar įdomiau, tais pačiais 2023 metais Fomalhauto sistemoje staiga pasirodė naujas ryškus objektas kitoje vietoje, išvaizda labai panašus į Fomalhaut b prieš dvidešimt metų. Dabar mokslininkai, išnagrinėję visus stebėjimus, padarė išvadą, kad abu objektai – ne planetos, o dulkių debesys, susidarę po susidūrimų tarp planetesimalių – dešimčių ar šimtų kilometrų dydžio uolienų, iš kurių formuojasi planetos. Fomalhautas yra maždaug dvigubai masyvesnis už Saulę, jo amžius – 440 milijonų metų, apie penktadalį tikėtinos gyvenimo trukmės. Tokiu metu planetų formavimosi procesas jau seniai turėtų būti pasibaigęs, tačiau žvaigždę supa gausus dulkių ir nuolaužų diskas, primenantis Saulės sistemos Asteroidų ir Kuiperio žiedus. Pirmasis objektas (dabar vadinamas Fomalhauto cs1) aptiktas ties vidiniu disko kraštu, gerokai didesniu atstumu, nei Neptūno orbita aplink Saulę. Visgi per kelis metus jis išsisklaidė; tai greičiausiai nutiko todėl, kad žvaigždės spinduliuotės slėgis išstūmė debesį sudarančias dulkes tolyn. Antrasis (Fomalhauto cs2) 2023 metais atsirado panašioje planetinės sistemos vietoje ir pasižymi analogiškomis savybėmis. Tyrėjai atliko keturias nepriklausomas analizes, patvirtinančias atrasto antrojo šaltinio tikrumą. Teoriniai modeliai prognozuoja, kad tokie susidūrimai turėtų būti labai reti – nutikti maždaug kartą per 100 tūkstančių metų ar rečiau. Tačiau realybėje, kaip matome, per dvidešimt metų užfiksuoti du įvykiai. Šis atradimas suteikia unikalią galimybę realiu laiku stebėti procesus, analogiškus planetų formavimuisi, ir išsiaiškinti susidūrimų dinamiką Fomalhauto nuolaužų žiede. Taip pat tai perspėja astronomus, kad būsimos misijos, skirtos tiesioginiam egzoplanetų vaizdavimui, turi mokėti atskirti tikras planetas nuo laikinų dulkių debesų po susidūrimų. Tyrimo rezultatai publikuojami Science.

***

Dauguma subneptūnų – magmos pasauliai. Dažniausiai aptinkamas egzoplanetų tipas yra subneptūnai – tarp uolinių planetų ir Neptūno dydžio kūnų esančios planetos. Lengviausiai gaunami duomenys apie planetas yra masė ir spindulys, bet jų nepakanka vidaus sandarai nustatyti. Tie patys duomenys gerai dera su keliais struktūros modeliais. Vienas jų – tai „dujiniai nykštukai“ su silikatų-geležies branduoliu ir vandenilio atmosfera. Kitas – „vandenilynai“, kuriuose storas vandenynas sumišęs su atmosferos vandeniliu. Anksčiau buvo manyta, kad šias struktūras galima atskirti pagal amoniako kiekį: amoniakas gerai tirpsta vandenyje, tai jei jo nėra atmosferoje, planetą galime tvirtai laikyti vandenilynu. Tokia išvada daryta, pavyzdžiui, planetai K2-18b; kitos atmosferos molekulės joje netgi buvo interpretuojamos kaip galimi gyvybės pėdsakai. Tačiau amoniakas lygiai taip pat gerai tirpsta ir magmoje. Dabar mokslininkai, pasitelkę planetų vidaus klimato evoliucijos modelį PROTEUS, nustatė, ar subneptūnai gali išlaikyti ištirpusias magmos mantijas visą savo gyvenimą. Tyrėjai apskaičiavo „sustingimo krantą“ – planetos gaunamo šviesos srauto iš žvaigždės ribą, kuri atskiria ištirpusios magmos ir sustingusios mantijos subneptūnus. Ši riba priklauso nuo žvaigždės temperatūros, bet abu šie parametrai gerai žinomi visoms žvaigždėms, kurios turi žinomų subneptūnų. Paaiškėjo, kad net 98 procentai žinomų subneptūnų yra virš “kranto”, t.y. užima parametrų erdvės sritį, leidžiančią egzistuoti nuolatiniams lavos okeanams. Magmos okeano gyvavimo trukmė priklauso ir nuo deguonies kiekio mantijoje bei anglies ir vandenilio santykio atmosferoje, tačiau tokios sudėties planetos paprastai būtų per didelės ar per mažos, kad atitiktų subneptūnų klasifikaciją. Taigi dauguma žinomų subneptūnų greičiausiai turi nuolatinius lavos vandenynus. Šis rezultatas kiša koją daugelio astrobiologų viltims rasti gyvybei tinkamus vandenynus šiose planetose, tačiau suteikia svarbios informacijos apie planetų formavimąsi ir raidą. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Karštieji Jupiteriai migravo skirtingai. Karštaisiais Jupiteriais vadinamos planetos – dujinės milžinės, skriejančios labai arti žvaigždžių. Jos tikrai nesusiformuoja taip arti žvaigždžių, nes ten yra pernelyg karšta ir pernelyg mažai medžiagos. Vadinasi, dabartinę orbitą jos pasiekė iš toliau. Yra dvi pagrindinės migracijos hipotezės: aukšto ekscentriciteto migracija, kai planetos orbitą gravitaciškai sutrikdo kiti kūnai ir ji pereina į labai pailgą orbitą, o vėliau potvyninės jėgos ją suapvalina arti žvaigždės; bei disko migracija, kai planeta pamažu grimzta žvaigždės link per protoplanetinį diską. Abi hipotezės turi paremiančių įrodymų, tačiau iki šiol nebuvo patikimo būdo nustatyti, kuri iš jų taikoma konkrečiai planetai. Dabar astronomai pasiūlė naują metodą, paremtą orbitos suapvalėjimo laiko skalėmis. Jei planeta migravo aukšto ekscentriciteto mechanizmu, suapvalinimo laikas turėtų būti trumpesnis už sistemos amžių. Tyrėjai apskaičiavo suapvalinimo laikus daugiau nei 500 žinomų karštųjų Jupiterių ir nustatė, kad apie 30 planetų turi apskritimines orbitas, nors jų suapvalėjimui reikėtų daugiau laiko, nei sistema gyvuoja. Taigi šios planetos greičiausiai migravo per diską. Be to, visos šios planetos turi gerai sulygiuotas orbitas – jos sukasi toje pačioje plokštumoje kaip žvaigždė, kas atitinka disko migracijos prognozę. Taip pat kelios iš jų priklauso daugiaplanetėms sistemoms – tai labai neįprasta aukšto ekscentriciteto migracijai, kurios metu kitos planetos paprastai išmetamos iš sistemos. Įdomu, kad tarp disko migracijos kandidačių netikėtai mažai tokių, kurių masė apie 1600 kartų mažesnė nei žvaigždės. Šis trūkumas pastebėtas ir tarp kitomis orbitomis skriejančių planetų. Tai gali būti nesuvaldytos migracijos požymis, kai planeta grimzta per diską taip sparčiai, kad įkrenta į žvaigždę. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astronomical Journal.

***

Anglies atmosfera pulsaro planetoje. Aplink pulsarus – greitai besisukančias neutronines žvaigždes – aptiktos pačios pirmosios egzoplanetos, tačiau vėliau atradimai išseko ir net dabar jų žinoma vos keliolika. Viena iš jų, PSR J2322-2650b, išskirtinė tuo, kad vienintelė primena karštąjį Jupiterį – yra panašios masės ir gana didelė. Tokie objektai teoriškai gali būti buvusių žvaigždžių, kuriuos pulsaro spinduliuotė ir vėjas pamažu suardė, branduoliai. Jie turėtų pasižymėti išskirtine chemine sudėtimi su labai daug sunkių elementų ir labai mažu vandenilio ir helio kiekiu. O kaip yra iš tiesų? Dabar James Webb teleskopu pirmą kartą išsamiai išmatuota PSR J2322-2650b atmosfera. Įprastai dujinėms egzoplanetoms būdingų vandens garų, metano ar anglies dvideginio ten neaptikta. Priešingai, atmosfera susideda beveik vien iš helio ir molekulinės anglies. Tokia sudėtis įmanoma tik tuo atveju, jei ten beveik visai nėra deguonies ar azoto, nes esant šiems elementams anglies atomai susijungtų su jais. PSR J2322-2650b anglies ir deguonies santykis viršija 100, o anglies ir azoto – net 10 000. Iš viso astronomai yra išmatavę apie 150 egzoplanetų atmosferas, tačiau nė vienoje jų neaptikta reikšmingo molekulinės anglies kiekio, o anglies ir azoto ar deguonies gausos santykiai artimi vienetui. Planetos orbita ypatingai artima – tik 1,6 milijono kilometrų, kone šimtą kartų mažiau nei Žemės, tad metai joje trunka 7,8 valandos. Potvyninės jėgos iškraipo planetą į citrinos formą. Temperatūra dieninėje pusėje siekia apie 2000 laipsnių Celsijaus, o naktinėje – maždaug 650. Tokiomis sąlygomis planetoje greičiausiai plūduriuoja suodžių debesys, o gelmėse anglies kristalai – deimantai – gali kondensuotis ir kilti į atmosferą. Visgi paaiškinimo, kodėl PSR J2322-2650b neturi nei azoto, nei deguonies, nėra. Pulsaro nuluptame žvaigždės branduolyje šių trijų elementų santykiai turėtų būti panašūs, kaip kitose egzoplanetose ir Saulėje. Taigi šis atradimas išplečia žinomų planetų įvairovę į visiškai naujas chemines ir dinamines sąlygas, kurias dar ilgai galėsime tyrinėti. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal Letters.

***

Kasiopėjos žvaigždyne plyti vienas iš santykinai netolimų žvaigždėdaros regionų, žinomas kaip Sielos ūkas arba Westerhouto 5. Nors ir ne toks garsu (ar artimas), kaip Oriono ar Tauro žvaigždėdaros regionai, šis 30 parsekų skersmens debesis irgi pasižymi ryškia jaunų žvaigždžių spinduliuote ir įvairiomis tankių dujų struktūromis. Nuotraukoje raudona spalva žymi vandenilio spinduliuotę, geltonas – sieros, mėlyna – deguonies.

***

Chaotiška Paukščių Tako jaunystė. Paukščių Takas šiandien yra gana tvarkinga spiralinė galaktika su aiškiomis vijomis ir centriniu telkiniu. Tačiau kaip ji atrodė jaunystėje ir kaip pasiekė dabartinę išvaizdą, dar nėra iki galo aišku. Standartiniai galaktikų formavimosi modeliai prognozuoja, kad galaktikos auga iš vidaus į išorę – pirmiausia susiformuoja kompaktiškas branduolys, o vėliau aplink jį telkiasi žvaigždės ir dujos. Tuo tarpu stebėjimai rodo, kad ankstyvoje Visatoje galaktikos dažnai būna netvarkingos, su aktyviais susijungimais ir sparčia žvaigždėdara. Dabar mokslininkai, panaudoję James Webb teleskopo duomenis, pirmą kartą detaliai išnagrinėjo 877 Paukščių Tako analogų – galaktikų, kurių masė ir žvaigždėdaros sparta atitinka Paukščių Tako jaunystės prognozes – raidą 1,2-10 milijardų metų amžiaus Visatoje. Dabartinis Visatos amžius yra 13,8 milijardo metų, taigi turima galaktikų imtis aprėpia didžiąją dalį Visatos istorijos. Tyrėjai sukūrė detalius žvaigždinės masės ir žvaigždėdaros spartos žemėlapius kiekvienai galaktikai. Paaiškėjo, kad centrinė dviejų kiloparsekų spindulio sritis analoguose išlaikė beveik pastovią masę – apie 2-2,5 milijardus Saulės masių – bent per pirmus du milijardus metų, kuriuos aprėpia imtis. Tuo tarpu išorinių regionų, esančių toliau nei 2 kiloparsekai nuo centro, bendra masė per tą patį laikotarpį išaugo šešis kartus – nuo 30 milijonų iki 200 milijonų Saulės masių. Taip pat per šį laikotarpį augo išorinių sričių specifinė žvaigždėdaros sparta, t.y. žvaigždėdaros spartos ir bendros žvaigždžių masės santykis. Galaktikų išvaizda taip pat gerokai keitėsi: apie 50 procentų galaktikų 1,2-1,6 milijardų metų amžiaus Visatoje turėjo sujauktas formas, o kas penkta patyrė susiliejimus su kaimynėmis. Tačiau po dviejų milijardų metų susiliejimai retėjo, o galaktikos tapo tvarkingesnės, jose išryškėjo diskai. Šie rezultatai patvirtina, kad ankstyvoji Paukščių Tako raida buvo chaotiška, kupina susijungimų ir sparčios žvaigždėdaros, o masės augimas vyko iš vidaus į išorę. Rezultatai bendrais bruožais neblogai atitinka skaitmeninių modelių prognozes, tačiau pastarosios dažnai nuvertina, kiek kompaktiški buvo galaktikų centrai jaunoje Visatoje ir kaip sparčiai augo bendra žvaigždžių masė prieš 8-11 milijardų metų. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal.

***

Žydrų kosminių žybsnių prigimtis. Prieš dešimtmetį astronomai pradėjo aptikti keistus kosminius reiškinius – trumpus, bet išskirtinai ryškius mėlynos ir ultravioletinės šviesos žybsnius, kurie per kelias dienas nublanksta, palikdami tik silpnus rentgeno ir radijo šaltinius. Šie reiškiniai, vadinami šviesiais greitais mėlynais optiniais laikinaisiais šaltiniais (angl. Luminous Fast Blue Optical Transient, LFBOT), kol kas išlieka mįslingi. Vieni mokslininkai teigia, kad tai neįprastas supernovų tipas, kiti mano, kad energija išsiskiria tarpžvaigždinėms dujoms krentant į juodąją skylę. Tačiau praėjusiais metais aptiktas ryškiausias toks žybsnis, AT 2024wpp, leido mokslinininkams išspręsti šią mįslę ir nustatyti LFBOT prigimtį. AT 2024wpp nuo mūsų skiria daugiau nei 300 megaparsekų. Per pirmąsias 45 dienas AT 2024wpp išspinduliavo daugiau nei 10^51 ergų energijos – dešimt kartų daugiau nei prototipinis 2018 metais aptiktas LFBOT AT 2018cow. Toks energijos kiekis apie 10 kartų viršija įprastų supernovų, kurių spinduliuotę maitina radioaktyvaus nikelio skilimas, paskleidžiamą energiją. Panašiai tiek didesnis buvo ir maksimalus AT 2024wpp momentinis šviesis. Tyrėjai pasitelkė stebėjimus dideliu teleskopų rinkiniu: trimis rentgeno (Chandra, Swift-XRT, NuSTAR), dviem radijo (ALMA, ATCA) bei regimųjų ir ultravioletinių spindulių teleskopus – ir išmatavo skirtingų bangų ilgių spinduliuotę bei jos kitimą laike. Paaiškėjo, kad objekto temperatūra viršijo 30 tūkstančių laipsnių ir nė neparodė vėsimo požymių per visą stebėjimų laikotarpį. Tai irgi nebūdinga supernovoms. Po 35 dienų spektre atsirado silpnos vandenilio ir helio linijos su skirtingais greičiais – tai rodo nesferišką sistemos struktūrą. Rentgeno spinduliuotė buvo kintanti, o radijo bangų energija didėjo – jų šaltinis judėjo maždaug 40 procentų šviesos greičio. Remdamiesi šiais duomenimis, tyrėjai padarė išvadą, kad LFBOT sukelia ekstremalus potvyninio suardymo įvykis: juodoji skylė, kurios masė siekia 50-100 Saulės masių, per kelias dienas visiškai sudraskė savo masyvią žvaigždę-kompanionę. Žvaigždės medžiaga prieš tai ilgą laiką po truputį krito į juodąją skylę, tačiau kartu ir formavo halą aplink ją. Vėliau, žvaigždei priartėjus arti, jos medžiaga suformavo ploną akrecinį diską, susidūrė su halo medžiaga ir išskyrė milžinišką energijos kiekį rentgeno, ultravioletinės ir mėlynos šviesos pavidalu. Dalis dujų buvo išmesta polių kryptimis reliatyvistinėmis čiurkšlėmis, kurios skleidžia radijo spinduliuotę. Pradinė žvaigždės masė buvo apie 10 Saulės masių. 100 Saulės masių juodoji skylė jau priskiriama vadinamajai tarpinės masės juodųjų skylių grupei; tokių objektų kilmė kol kas gana mįslinga, tad AT 2024wpp tyrimai padės atsakyti ir į šį klausimą. Tyrimo rezultatai arXiv: rentgeno-radijo spinduliuotė, regimoji, UV ir IR spinduliuotė.

***

Gama spindulių žybsnio širdies plakimas. Gama spindulių žybsniai (GRB) – trumpi, bet stulbinančiai ryškūs kosminiai sprogimai, kurie įvyksta, kai susijungia dvi neutroninės žvaigždės, juodoji skylė ima staigiai ryti suardytos žvaigždės medžiagą ar kolapsuoja masyvi greitai besisukanti žvaigždė. Dauguma jų trunka nuo kelių sekundžių iki kelių minučių, bet retkarčiais pasitaiko ir ypatingai ilgų. Šių metų liepos 2 dieną aptiktas GRB 250702B pasirodė būtent toks – jis truko net 3,2 valandos ir pasižymėjo dar vienu neįprastu bruožu: susidėjo iš trijų periodiškai atsikartojančių gama spindulių žybsnių. Jie kartojosi beveik tiksliai kas 47 minutes; tokius periodinius sužibimus astronomai dažnai vadina „širdies plakimu“. Dar viena išskirtinė įvykio savybė ta, kad maždaug parą prieš šį įvykį toje pačioje dangaus vietoje užfiksuotas žemos energijos rentgeno spinduliuotės žybsnis. Dabar mokslininkai pasiūlė naują modelį, kuris paaiškina šį retą reiškinį kaip juodosios skylės su pasvirusiu akreciniu disku paleidžiamos magnetinės čiurkšlės precesiją. Pagal šį modelį, kelių Saulės masių juodąją skylę supa storokas dujų ir nuolaužų diskas, kurio plokštuma ne visai sutampa su juodosios skylės sukimosi plokštuma. Toks nesutapimas sukelia precesiją: disko plokštuma lėtai sukasi aplink juodosios skylės ašį, panašiai kaip ne visai vertikaliai ant stalo pastatytas besisukantis vilkelis. Kiekvienas veiksmas turi atoveiksmį, tad precesuoti ima ne tik diskas, bet ir juodoji skylė. Į pastarąją krentanti medžiaga paleidžia stipriai įmagnetintą siaurą ypatingai greitos medžiagos čiurkšlę, kuri pasižymi sluoksniuota struktūra: siaura, greita ir ryškia šerdimi apgaubta platesnio, lėtesnio ir blausesnio apvalkalo. Jei į čiurkšlę žvelgtume tiesiai išilgai ašies, matytume nuolatinę gama spinduliuotę, tačiau ašis nukreipta ne visai tiksliai į mus. Čiurkšlei presesuojant kartu su juodąja skyle, ryškioji šerdis kerta mūsų regėjimo liniją tik kartkartėmis – kartą per 47 minučių ciklą. Visą 3,2 valandos trukusį aktyvumo laikotarpį tikrai ryškūs gama žybsniai tęsėsi vos po maždaug 100 sekundžių, arba apie 2,6% viso laiko. Šis modelis taip pat paaiškina, kodėl GRB 250702B atrodė išskirtinai energingas: stiprūs magnetiniai laukai efektyviai įgreitina pavienes daleles, o jos tada skleidžia labai aukštos energijos gama spindulius. Turint omeny, kad čiurkšlė yra sluoksniuota, aukščiausios energijos dalelės generuojamos tik jos šerdyje ir bendra čiurkšlės energija nėra daug didesnė nei kitų GRB. Modelis pateikia konkrečias ir patikrinamas prognozes: gama spindulių poliarizacijos stebėjimai turėtų atskleisti reguliarų poliarizacijos kampo sukimąsi, sutampantį su „širdies plakimo“ ciklu, o interferometriniai matavimai leistų tiesiogiai išmatuoti čiurkšlės kampinį dydį ir formą. Be to, modelis iš principo tinkamas ir kitokiems reiškiniams, nei GRB, pavyzdžiui žvaigždžių suardymui prie masyvių juodųjų skylių. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal Letters.

***

Pabėgusi supermasyvi juodoji skylė. Supermasyvios juodosios skylės, kurių masės siekia milijonus ar milijardus Saulės masių, paprastai randamos tūnančios galaktikų centruose. Tačiau teoriniai modeliai jau pusę amžiaus prognozuoja, kad kartais jos gali būti išmestos iš savo galaktikų. Tai gali nutikti dviem būdais: per gravitacinių bangų atatranką, kai susiliejus dviem juodosioms skylėms gravitacinės bangos spinduliuojamos asimetriškai ir pastumia susijungimo produktą į priešingą pusę, arba trijų kūnų sąveikos metu, kai galaktikų branduoliuose susiduria trys supermasyvios juodosios skylės ir viena jų išsviedžiama lauk. Dabar astronomai pirmą kartą patvirtino pabėgusios supermasyvios juodosios skylės egzistavim. Atradimas padarytas tiriant neseniai atrastą išskirtinę galaktiką, pavadintą “Kosmine pelėda”. Tai yra dviejų žiedinių galaktikų sistema, kuri atrodo kaip pelėdos akys; nuo mūsų ją skiria apie pustrečio gigaparseko, šviesa iki mūsų keliavo 7,7 milijardo metų. Joje prieš porą metų tyrėjai aptiko 62 kiloparsekų ilgio tiesinę struktūrą; tuomet iškart kilo įtarimas, jog tai gali būti pirmasis aptiktaa pabėgusios supermasyvios juodosios skylės kilvateris. Visgi tada tokiai interpretacijai patvirtinti trūko įrodymų. James Webb teleskopo NIRSpec spektrografu atlikti nauji stebėjimai atskleidė aiškų greičių pokytį ties uodegos galu: vos per vieną kiloparseką dujų greitis pasikeičia maždaug 600 kilometrų per sekundę. Tokį stiprų greičio gradientą bei maždaug 300 km/s siekiantį dujų judėjimo greitį spyglyje puikiai paaiškina paprastas viršgarsinio objekto smūginės bangos modelis. Pagal jį, juodoji skylė juda 954 kilometrų per sekundę greičiu kryptimi, kuri su kryptimi mūsų link sudaro 29 laipsnių kampą. Vienas iš ankstesnių rezultatų, kuris, atrodė, prieštarauja pabėgusios juodosios skylės interpretacijai, buvo dujų greičio mažėjimas spyglyje, nuo maždaug 300 km/s ties galu iki apie 100 km/s arčiau buvusios motininės galaktikos. Naujieji stebėjimai leidžia tokią tendenciją natūraliai paaiškinti per laipsnišką spyglio dujų maišymąsi su aplinkgalaktine medžiaga. Pabėgusios juodosios skylės interpretaciją taip pat patvirtina dujų morfologija ties spyglio galu ir cheminių elementų spektro linijų intensyvumo santykiai. Linijų santykiai atitinka būdingus greitoms spinduliuojančioms smūginėms bangoms, o geriausiai juos paaiškinantys smūginių bangų greičiai sutampa su prognozėmis, paremtomis aukščiau minėtu modeliu. Tikėtina supermasyvios juodosios skylės masė viršija 10 milijonų Saulės masių, ji greičiausiai buvo išsviesta iš besijungiančios galaktikų poros. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

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

Laiqualasse