Su šv. Kūčiomis ir Kalėdomis! Nors didžioji pasaulio dalis praeitą savaitę gyveno šventiniu ritmu, mokslinių atradimų irgi buvo. Tarp jų – organinių junginių paieška Encelado geizerių vandenyje, dar vienas egzokometų susidūrimo pėdsakas, įrodymai apie hierarchinę žvaigždėdarą, galaktikų skersių įtakos žvaigždėdarai analizė bei aktyvaus branduolio vėjo paleidimas po žybsnio. Gero skaitymo ir laimingų Naujųjų metų!

***

Prieš savaitę praėjo saulėgrįža – momentas, kai Žemės šiaurės ašigalis nusisukęs toliausiai nuo Saulės. Įvairios senovės civilizacijos šį momentą fiksavo ir skyrė jam ypatingą reikšmę. Dažnai ir jų stebyklos – dangaus reiškinių stebėjimui pastatyti statiniai – turėjo kokią nors reikšminę liniją, skirtą pamatyti saulėgrįžas. Čia matome pavyzdį iš turbūt garsiausios pasaulyje stebyklos – Stounhendžo, kuriame per saulėgrįžą besileidžianti Saulė matoma tiksliai pro vieną iš akmenų tarpų.

***

Kosminių ryšio tinklų koordinavimas. NASA bei kitų kosmoso agentūrų misijos priklauso nuo nuolatinio duomenų srauto. Jis reikalingas navigacijai, erdvėlaivių būsenos stebėsenai ir mokslinės informacijos perdavimui į Žemę. Šiuo metu dauguma misijų apsiriboja vienu komunikacijos tinklu – NASA TDRS (Tracking and Data Relay Satellite – sekimo ir duomenų perdavimo palydovų) flotile. Tačiau kaip mobilieji telefonai gali sklandžiai persijungti tarp operatorių, taip ir erdvėlaiviai galėtų naudotis keliomis komunikacijos sistemomis vienu metu, taip užtikrinant patikimesnį ryšį ir mažiau duomenų perdavimo trikdžių. Dabar NASA technologinė demonstracija įrodė, kad tai įmanoma. „Daugiakalbio eksperimentinio terminalo” (PExT) misija parodė, kad erdvėlaiviai gali sklandžiai persijungti tarp vyriausybinių institucijų (šiuo atveju – TDRS) ir privačių komunikacijų tinklų. Technologijos demonstravimo sistema pakilo į kosmosą liepos 23 dieną, įtaisyta kompanijos York Space Systems BARD erdvėlaivyje. Sistemos pagrindas – kompaktiškas plačiajuostis terminalas, bendraujantis Ka juostos dažnių ruože, 27-40 GHz, kurį dažnai naudoja tiek NASA misijos, tiek privatūs operatoriai. Po serijos bandymų, kurie parodė, jog ir erdvėlaivis, ir demonstracinė sistema veikia kaip tikėtasi, pradėti bandymai su NASA TDRS flotile ir privačiais palydovų tinklais, priklausančiais kompanijoms SES Space & Defense ir Viasat. Kiekvienos demonstracijos metu terminalas užbaigė kritines kosmoso komunikacijos ir navigacijos operacijas, nuo erdvėlaivio sekimo realiu laiku iki misijos komandų ir didelio kiekio duomenų perdavimo. Sėkmingi nuoseklūs BARD erdvėlaivio persijungimai tarp privačių palydovų ir misijų valdymo centro Žemėje parodė, kad būsimos NASA misijos gali pasinaudoti tiek vyriausybine, tiek privačia infrastruktūra. Motyvuodama pirmųjų rezultatų sėkme, NASA neseniai pratęsė PExT demonstraciją papildomiems dvylikai mėnesių. Pratęstos misijos operacijos apims naujus tiesioginio duomenų perdavimo į Žemę bandymus su Švedijos kosmoso korporacija; juos numatoma pradėti jau 2026 metų pradžioje. Iki 2031 metų NASA planuoja pereiti prie palydovinių ryšių paslaugų mokslo misijoms žemoje Žemės orbitoje pirkimo iš vienos ar daugiau JAV įmonių, taigi šie testai puikiai prisideda prie šio tikslo įgyvendinimo. Daugiau informacijos.

***

Daugkartinės nusileidimo aikštelės Mėnulyje. Būsimoms žmonių tyrimų bazėms Mėnulyje reikės patikimų nusileidimo ir pakilimo aikštelių. Jos privalės atlaikyti didelių raketų, gabenančių atsargas į Mėnulio paviršių, masę. Atsigabenti išteklių pastatyti pačioms aikštelėms iš Žemės būtų pernelyg brangu, todėl šios struktūros turės būti pagamintos iš vietinių medžiagų – Mėnulio regolito. Tačiau kol kas labai mažai žinome apie mechanines ir šiluminės regolito, ypač apdoroto ir paversto vientisu bloku, savybes. Dabar grupė inžinierių sukūrė projektavimo metodiką Mėnulio nusileidimo aikštelėms, pritaikydami gerai žinomus ir Žemėje taikomus plokštinių struktūrų konstravimo ant grunto principus. Pagrindinė problema – suslėgtas regolitas tikėtinai bus trapus ir silpnesnis tempiant, nei gniuždant. Taip pat jis turėtų būti stiprus šiluminis izoliatorius, todėl net tiesioginis raketų srovės poveikis dramatiškai įkaitintų tik viršutinius aštuonis centimetrus plokštės. Tokia situacija – nieko gero, nes kaskart raketai leidžiantis ir kylant besiplečiantis ir susitraukiantis lydinys pradės eižėti. Dar vien svarbus veiksnys – 28 dienų Mėnulio dienos ir nakties ciklas, kurio metu temperatūros keičiasi labai stipriai. Plokštės plėtimąsi ir susitraukimą stabdytų trinties jėga su puriu regolitu apačioje. Tačiau viršutinės dalies niekas taip neprilaiko, todėl karšto viršutinio sluoksnio plėtimasis galėtų sukelti visos plokštės įlinkimą ir įtempimus, vedančius į plyšius. Atsižvelgiant į šiuos veiksnius, tyrėjai apskaičiavo, kad 50 tonų nusileidimo aparatui reikalinga maždaug trečdalio metro storio plokštė. Storesnė plokštė, priešingai nei galima būtų tikėtis, labiau linkusi plyšti dėl šiluminės įtampos ir greičiau suirtų. Įmanomos kelios gedimo variacijos; labiausiai tikėtina yra atšokimas, kai dėl šiluminio plėtimosi ir susitraukimo atskyla plokštės skiedros. Ilgainiui, su pakartotiniais raketų smūgiais, tai gali pabloginti struktūrinį plokštės vientisumą. Deja, žinių apie regolito savybes spragos neleidžia patikimai suprojektuoti nusileidimo aikštelės, remiantis vien dabar turima informacija. Taigi tyrėjai siūlo paprastą planą įrodyti, kad aikštelė veiks – eksperimentus vietoje. Greičiausiai pirmasis Mėnulio tyrinėjimo žingsnis nebus nuolatinio naudojimo aikštelės statyba, o duomenų rinkimas apie medžiagas ir testavimas Mėnulio gravitacijos bei atmosferos sąlygomis. Vėliau pastatytą aikštelę reikės aprūpinti jutikliais ir nuolat rinkti duomenis apie jos deformacijas, nes tai padės numatyti, kur formuosis plyšiai, ir iš anksto sukurti prevencijos strategijas. Tokią aikštelę statyti ir prižiūrėti greičiausiai turės robotai – arba nuotoliniu būdu valdomi, arba visiškai autonomiški, nes žmonių darbas tokiai užduočiai būtų nepraktiškas. Laikui bėgant, Mėnulyje išmoktos žinios galės būti pritaikytos ir Marse bei kituose Saulės sistemos kūnuose. Tyrimo rezultatai publikuojami Acta Astronautica.

***

Ar Plutonas yra planeta? Šis klausimas neduoda ramybės daugeliui internautų jau du dešimtmečius – būtent prieš tiek laiko šis kūnas „perkrikštytas“ į naujai sukurtą nykštukinių planetų klasę. Na, gerai, su Plutonu gal ir aišku, o kaip su Mėnuliu? Sakysite, kas gali būti paprasčiau? Bet, pasirodo, atidžiai pažvelgę į Tarptautinės astronomų sąjungos taikomą „planetos“ apibrėžimą, planeta beveik galime laikyti ir mūsų palydovą. Apie tai pasakoja minutephysics:

***

Encelado vandenyno organiniai junginiai. Saturno palydovas Enceladas yra vienas patraukliausių taikinių ieškant gyvybės Saulės sistemoje. Nuo 2005 metų žinoma, kad iš įtrūkimų netoli pietinio ašigalio veržiasi garų ir ledo grūdelių čiurkšlės, maitinamos iš popaviršinio vandenyno. Dabar mokslininkai iš naujo išnagrinėjo Cassini zondo surinktą medžiagą iš šių čiurkšlių ir aptiko dar daugiau organinių junginių, kurie dar sustiprina įtarimą, kad Enceladas gali būti gyvybei tinkamas pasaulis. Ankstesni šių čiurkšlių mėginiai buvo renkami Saturno E žiede – plačiame išoriniame žiede, kurį nuolat papildo Encelado čiurkšlių medžiaga. Tačiau ta medžiaga yra sena, o kosmoso spinduliuotė gali pakeisti jos savybes. Naujajai analizei tyrėjai panaudojo šviežią medžiagą, kurią Cassini surinko skrisdamas virš Encelado pietinio ašigalio beveik 18 kilometrų per sekundę greičiu – daug greičiau nei ankstesnių pralėkimų metu. Toks didelis greitis garantavo, kad surinkta medžiaga tikrai šviežia, be išorinės spinduliuotės įtakos, o susidūrimo metu dalelės suskilo smulkiau, atskleisdamos molekulines struktūras, kurių nebuvo įmanoma aptikti kitų praskridimų duomenyse. Masių spektrometrijos metodu tyrėjai identifikavo ne tik jau žinomas molekulių struktūras, tokias kaip deguonies atomus ir arilo (aromatinio žiedo) grupes, bet ir naujus junginius: alifatinius, ciklinius esterius ir alkanus, eterius bei, galimai, azoto ir deguonies turinčius junginius. Dauguma junginių, jei jie tikrai kilę iš Encelado popaviršinio vandenyno, sustiprina įtarimus apie hidroterminių versmių egzistavimą jo dugne. Vandenyne šie junginiai gali dalyvauti geocheminiuose procesuose, vedančiuose į organinių junginių sintezę ir evoliuciją. Ankstesni Cassini mėginiai jau parodė, kad čiurkšlėse yra natrio druskų, kas rodo, jog požeminis vandenynas liečiasi su uoliniu dugnu. Vandenyno medžiagoje aptikti anglies dvideginio ir vandenilio kiekiai pakankami, kad teoriškai palaikytų chemosintezę – alternatyvų fotosintezei energijos gavimo būdą, panašų į tą, kuris vyksta prie hidroterminių versmių Žemės vandenyno gelmėse. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Astronomy.

***

Egzokometų susidūrimo pėdsakas. Vos prieš savaitę rašiau apie galimo planetesimalių – planetas formuojančių uolinų – susidūrimo liekaną Fomalhauto sistemoje, o praeitą savaitę pranešta apie dar vieną. Atradimas padarytas jaunos žvaigždės HD 131488 nuolaužų diske. Nuolaužų diskai – tai įvairaus dydžio grumstų ir dulkių telkiniai aplink žvaigždes, likę po planetų formavimosi proceso. Kartais nuolaužų diskuose randama ir dujų, pavyzdžiui anglies monoksido (CO); ilgą laiką buvo neaišku, iš kur jos ten atsiranda, nes žvaigždės šviesa reikšmingus dujų kiekius turėtų gana greitai pašalinti. Buvo siūlomos dvi hipotezės: pirma, kad CO-turtingi diskai tiesiog liko nuo žvaigždės gimimo, ir antra, kad dujas nuolat papildo subyrančios kometos. Dabar James Webb teleskopu pirmą kartą aptiktos šiltos fluorescuojančios anglies monoksido dujos, kurios tvirtai paremia antrąją hipotezę. HD 131488 yra apie 15 milijonų metų amžiaus žvaigždė Kentauro žvaigždyne, nutolusi apie 150 parsekų. Ankstesni stebėjimai ALMA submilimetrinių bangų teleskopu atskleidė didžiulį šaltų CO dujų kiekį 30-100 astronominių vienetų atstumu nuo žvaigždės, t.y. 30-100 kartų toliau, nei skiria Saulę nuo Žemės. Tačiau James Webb infraraudonųjų spindulių duomenyse pastebėtas mažas šiltų CO dujų telkinys tarp 0,5 ir 10 AU. Jo masė sudaro tik apie šimtatūkstantąją dalį šaltų dujų masės išoriniame diske. Svarbiausias naujai aptiktų dujų bruožas – jos nėra šiluminėje pusiausvyroje. Molekulių vibracijų intensyvumas atitinka net 8800 kelvinų temperatūrą, lygią žvaigždės ultravioletinės spinduliuotės temperatūrai, tuo tarpu molekulių sukimosi energija atitinka tik 450 K ir žemesnę temperatūrą. Toks didelis skirtumas rodo, kad CO molekules sužadina ne šiluma, o žvaigždės ultravioletinė spinduliuotė, kuri sukelia fluorescenciją. Be to, dviejų pagrindinių anglies izotopų, anglies-12 ir anglies-13, santykis šioje aplinkoje buvo neįprastai aukštas, kas rodo, kad tarp dujų yra ir dulkių grūdelių, kuriuose susitelkia neproporcingai daug anglies-13. Tai irgi rodo, kad dujos yra šaltesnės, nei atrodo vien iš spinduliuotės intensyvumo. Tam, kad CO skleistų stebimą spinduliuotę, jam reikia „susidūrimo partnerių“ – kitų molekulių, kurios atsimušdamos perima dalį energijos. Tyrėjų teigimu, tikėtiniausias partneris yra vandens garai iš byrančių kometų. Taigi labai tikėtina, kad dujas paskleidė būtent susidūrusios kometos. Šie rezultatai aktualūs ir planetų formavimuisi: kadangi šioje „žemiškų planetų zonoje“ gausu anglies ir deguonies, bet trūksta vandenilio, bet kokia ten besiformuojanti planeta turėtų santykinai daug sunkesnių elementų ir skirtųsi nuo vandeniliu turtingų pirminių ūkų. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Žvaigždėdara vyksta įvairiais masteliais. Masyvios žvaigždės, bent dešimt kartų masyvesnės už Saulę, formuojasi hierarchiškai: milžiniškas dujų debesys skyla į mažesnius, šie – į dar mažesnius, ir taip toliau, kol pasiekiami atskiri branduoliai. Bent jau taip rodo teoriniai modeliai, tačiau žinios apie realybę kol kas nebuvo labai išsamios. Norint gauti šių žinių, reikia aukštos skiriamosios gebos stebėjimų, apimančių įvairius erdvinius mastelius, kad vienu metu būtų galima tikrinti fizines sąlygas visoje žvaigždžių formavimosi struktūrų hierarchijoje. Dabar, naudodami Atakamos didelį milimetrinių/submilimetrinių bangų teleskopų masyvą (ALMA), astronomai atskleidė kol kas aiškiausią vaizdą apie masyvių žvaigždžių formavimosi regionų fragmentacijos mechanizmus. Tyrėjai stebėjo S formos masyvią, daugiau nei tūkstančio Saulės masių, žvaigždžių formavimosi sritį IRAS 19074+0752 aukšta skyra, išskirdami 6000 astronominių vienetų ir didesnes struktūras. Duomenyse aiškiai matyti pailga, S formos gija, kuri primena šokantį kinišką drakoną. Jos ilgis – 2,8 parseko. Giją galima aiškiai padalinti į šiaurinę ir pietinę dalis. Šiaurinėje matyti ryškius infraraudonuosius spindulius skleidžiantis jonizuoto vandenilio regionas, o pietinės aplinka – palyginti rami. Tyrėjai pasiūlė paaiškinimą, kad S formą regionai įgavo, kai pradžioje tiesi gija buvo suslėgta ir išlinko dėl besiplečiančio jonizuoto vandenilio burbulo. Tyrėjai taip pat atskleidė hierarchinį fragmentacijos pavyzdį IRAS 19074+0752, kai pailgoje gijoje formuojasi sankaupos, o jose – pavieniai branduoliai. Įdomu, kad šiaurinis ir pietinis regionai, panašu, vystosi veikiant skirtingiems fragmentacijos mechanizmams. Šiaurinis regionas, veikiant jonizuotam burbului, vystosi per vadinamąją „apvalkalo fragmentaciją“: suspaudžiamos dujos sutankėja, tampa gravitaciškai nestabilios ir ima formuoti tris sankaupas, nutolusias maždaug po parseką viena nuo kitos. Tuo tarpu pietiniame regione aptikta tik viena sankaupa gijos gale, kur taip pat galėjo pasireikšti gravitacinis nestabilumas. Visose keturiose sankaupose tarpai tarp branduolių siekia maždaug po 0,17 parseko. Tokį universalumą paaiškina sferiško telkinio fragmentacijos modelis, taigi mažo masto branduolių formavimasis sankaupų viduje yra didžiąja dalimi nepriklausomas nuo didesnio masto aplinkos. Šis atradimas pabrėžia faktą, kad nors gijos fragmentaciją į sankaupas reikšmingai veikia išorinės jėgos, fragmentacija iš sankaupų į branduolius laikosi universalių fizinių dėsnių. Iš viso tyrėjai identifikavo 26 tankius branduolius, kurių masės siekia nuo 1 iki 23 Saulės masių; 24 iš jų yra gravitaciškai surišti. Šie rezultatai palaiko „sankaupų maitinimo“ modelį, kuriame branduoliai auga į masyvias žvaigždes nuolat rydami medžiagą iš sankaupos aplinkos. Tyrimo rezultatai publikuojami Astronomy & Astrophysics.

***

Dvejopas skersių poveikis žvaigždėdarai. Daugelyje galaktikų centre yra pailga žvaigždžių struktūra – skersė. Tokią turi ir Paukščių Takas; ji driekiasi apie aštuonis kiloparsekus nuo vieno galo iki kito. Skersės gali padėti dujoms tekėti galaktikos centro link, taip sukeldamos intensyvią žvaigždėdarą centrinėje galaktikos dalyje. Tačiau yra ir priešingų stebėjimų rezultatų, rodančių, kad stiprus grįžtamasis ryšys ir dujų suvartojimas, susiję su skersėmis, gali greitai išsemti galaktikos dujas ir „numalšinti” ją, kitaip tariant, sulėtinti žvaigždėdarą. Nepaisant skersių dažnumo, kol kas nėra išsiaiškinta, koks visgi jų poveikis žvaigždėdarai ar nuo ko priklauso skirtingi poveikiai. Dabar astronomai rado atsakymą į šį seną klausimą, nagrinėdami sąveikaujančias galaktikų poras. Naudodami Tamsiosios energijos spektroskopinio instrumento (DESI) stebėjimus, tyrėjai atrinko maždaug 4000 galaktikų porų, kur viena iš galaktikų turi skersę. Tada jie detaliai klasifikavo poras pagal kaimyninės galaktikos žvaigždėdaros spartą ir atliko tikslią analizę, kaip ryšys tarp skersės savybių ir centrinės galaktikos žvaigždėdaros spartos kinta priklausomai nuo kaimynės charakteristikų. Rezultatai rodo, kad skersės įtaka žvaigždėdarai centrinėje galaktikoje tikrai gali būti dvejopa, o tai priklauso nuo kaimynės savybių. Kai kaimyninė galaktika turi daug dujų ir dėl to sparčiai formuoja žvaigždes, centrinė galaktika pasižymi tuo spartesne žvaigždėdara, kuo jos skersė ilgesnė ir stipresnė. Maksimalus efektas gali siekti net 300 kartų padidintą spartą, lyginant su galaktikomis be skersių. Tai atitinka interpretaciją, kad skersė efektyviau palengvina dujų įtekėjimą iš kaimyninės galaktikos ir taip sustiprina žvaigždėdarą centrinėje galaktikos dalyje. Ir priešingai, kai kaimyninė galaktika dujų turi santykinai mažai ir žvaigždes formuoja lėtai, pastebima priešinga tendencija: kuo skersė ilgesnė ir stipresnė, tuo lėtesnė jos galaktikos žvaigždėdara. Tai reiškia, kad nesant papildomo dujų tiekimo, skersė greitai suvalgo likusias dujas ir efektyviai slopina tolesnę žvaigždėdarą. Šis tyrimas suteikia įtikinamą paaiškinimą, kodėl ankstesni darbai nedavė vieningų išvadų apie tai, ar centrinės skersės stiprina ar silpnina žvaigždėdarą – skersės gali turėti abu poveikius. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal.

***

Tolimiausia supernova. Ilgos trukmės gama spindulių žybsniai (GRB) greičiausiai kyla mirštant masyvioms žvaigždėms. Žvaigždės branduolys sukrenta į save, išskiria labai daug energijos, kuri daugiausiai išsiveržia išilgai žvaigždės sukimosi ašies per čiurkšlę ir paskleidžia gama spindulius. Masyvios žvaigždės gyvuoja trumpai, taigi ilgieji GRB yra naudingi žvaigždėdaros procesų indikatoriai visais Visatos istorijos laikotarpiais. Tokios kilmės įrodymus sustiprina supernovos, aptinkamos po GRB; jų savybės siejasi su mirštančios žvaigždės savybėmis. Dabar James Webb teleskopu pirmą kartą aptikta supernova iš pirmojo milijardo metų po Didžiojo sprogimo. Kovo 14 dieną kosminis teleskopas SVOM, skirtas greitai besikeičiančių spinduliuotės šaltinių paieškoms, aptiko ilgos trukmės gama spindulių žybsnį GRB 250314A. Čilėje esantis Europos pietų observatorijos Labai didelis teleskopas netrukus patvirtino ekstremalų jo nuotolį – spektroskopiniai matavimai nustatė raudonąjį poslinkį z ≃ 7,3, kas reiškia, kad šviesa mus pasiekė iš laikų, kai Visatos amžius buvo vos 730 milijonų metų. Šis laikotarpis yra giliai Rejonizacijos epochoje, kai pirmųjų žvaigždžių ir aktyvių galaktikų branduolių šviesa jonizavo tarpgalaktines dujas. Naujieji James Webb stebėjimai atlikti maždaug 110 dienų po žybsnio. Mokslininkai sugebėjo atskirti sprogimo šviesą nuo jo blausios motininės galaktikos. Pastarosios šviesa panaši į daugelio to laikotarpio galaktikų, o supernovos šviesis panašus į prototipinės GRB-supernovos kombinacijos SN 1998bw. Supernova gali būti šiek tiek blausesnė už prototipą, jei didesnis indėlis kyla iš motininės galaktikos, tačiau ryškesnę supernovą nei SN 1998bw galima atmesti. Šis panašumas rodo, kad masyvi žvaigždė, kuri sukūrė GRB 250314A, nebuvo žymiai masyvesnė nei masyvios šiandieninės žvaigždės; ji netgi gali priminti gama spindulių žybsnių pirmtakes Vietinėje Visatoje, nepaisant visiškai skirtingų fizinių sąlygų, tokių kaip cheminė sudėtis, magnetiniai laukai ir galaktikų dujų turbulentiškumas, ankstyvoje Visatoje. Šis atradimas meta iššūkį prielaidai, kad ankstyvosios Visatos žvaigždės turėtų sukelti žymiai kitokius, galbūt ryškesnius ar mėlynesnius, sprogimus nei tie, kuriuos matome šiandien. Tyrimo komanda planuoja per artimiausius vienus-dvejus metus, kai supernovos šviesa turėtų žymiai susilpnėti, dar kartą nukreipti ten James Webb teleskopą. Tai leis daug tiksliau nustatyti blausios motininės galaktikos savybes ir patvirtinti supernovos indėlį. Tyrimo rezultatai publikuojami Astronomy & Astrophysics.

***

Juodosios skylės minta išrankiai. Kai dvi didelės, daug dujų turinčios galaktikos pradeda jungtis, gravitacija nutempia didžiulius šaltų molekulinių dujų kiekius abiejų sistemų centrų link. Ten randame supermasyvias juodąsias skyles, kurios, pradėjusios ryti dujas, suformuoja aktyvius galaktikų branduolius (AGN), vienus ryškiausių objektų Visatoje. Taigi bent jau teoriškai įmanoma, kad susiliejimo metu besijungiančiose galaktikose atsirastų du AGN. Tačiau taip nutinka toli gražu ne visose besijungiančiose galaktikose – kai kuriose aktyvus tik vienas, o kitos apskritai nerodo aktyvumo požymių. Dabar astronomai, naudodami Atakamos didelį milimetrinių ir submilimetrinių teleskopų masyvą (ALMA), išmatavo šaltų dujų pasiskirstymą ir judėjimą septyniose netoliese esančiose besijungiančių galaktikų sistemose ir nustatė, kad juodosios skylės tiesiog yra išrankios maistui. Penkios sistemos turi po du aktyvius branduolius, o dvi – tik po vieną. Tyrėjai apskaičiavo šaltų molekulinių dujų judėjimo detales remdamiesi galaktikų diskų sukimosi greičio profiliais ir statistiniais metodais. Dujos, kurių neįmanoma paaiškinti disko sukimusi, panaudotos išskirti nesisukančius dujų telkinius, kurie greičiausiai yra pagrindinis būsimojo supermasyvios juodosios skylės augimo masės šaltinis. Paaiškėjo, kad aplink masyvesnes supermasyvias juodąsias skyles esama daugiau nesisukančių molekulinių dujų, bent jau matuojant pagal paviršinį jų tankį. Tačiau šie dujų rezervuarai nekoreliuoja su esamu juodųjų skylių akrecijos efektyvumu. Tai rodo, kad tik nedidelė dalis stebimų nesisukančių dujų iš tikro pasiekia supermasyvią juodąją skylę. Taigi net turėdamos gausų maisto telkinį netoliese, dauguma supermasyviųjų juodųjų skylių išrankiai kramto, o ne godulingai ryja. Palyginę sistemas, kuriose abu branduoliai aktyvūs, su tomis, kur aktyvus tik vienas, tyrėjai nustatė netikėtą dalyką: centrinėje galaktikų dalyje esančių molekulinių dujų masės sistemose su vienu ir su dviem aktyviais branduoliais statistiškai nesiskiria. Tai rodo, kad tikimybė aptikti dvigubą aktyvų branduolį greičiausiai priklauso nuo aktyvumo kintamumo ir dulkių keliamo pritemdymo, o ne nuo molekulinių dujų prieinamumo centriniuose regionuose. Taip pat ALMA stebėjimai atskleidė, kad daugelis aktyvių juodųjų skylių tūno šiek tiek nuošaliau nuo pagrindinių besisukančių dujų diskų centrų – tai gali būti aršių gravitacinių grumtynių, kurios išstumia juodąsias skyles galaktikų susijungimo metu, įrodymas. Šie rezultatai rodo, kad galaktikų susidūrimuose pakankamas medžiagos kiekis supermasyvioms juodosioms skylėms maitinti – tik pusė istorijos; laikas, turbulencija ir dulkės nusprendžia, kada ir ar abi juodosios skylės įsižiebia aktyviais branduoliais. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal.

***

Aktyvaus branduolio vėjo paleidimas. Aktyvūs galaktikų branduoliai yra struktūros, randamos kai kurių galaktikų centruose. Jos susideda iš centrinės supermasyvios juodosios skylės ir aplinkinių dujų; sparčiai krisdamos į skylę, dujos įkaista ir labai ryškiai spinduliuoja, kartais nustelbdamos visos galaktikos žvaigždžių šviesą. Kartais aktyvūs branduoliai į aplinką išmeta ir galingus greitus vėjus bei čiurkšles. Vėjai vaidina svarbų vaidmenį galaktikų evoliucijoje ir naujų žvaigždžių formavimesi. Pirmą kartą tokie vėjai aptikti prieš daugiau nei 20 metų, tačiau iki šiol nebuvo aišku, kaip jie paleidžiami. Dabar dviem rentgeno spindulių teleskopais, XMM-Newton ir XRISM, užfiksuotas niekada anksčiau nematytas įvykis – ultraspartaus vėjo gūsio susiformavimas po žybsnio supermasyvios juodosios skylės aplinkoje. 2024 metų liepos mėnesį atlikti stebėjimai galaktikoje NGC 3783 parodė atsirandantį ultraspartų vėją (angl. Ultra-Fast Outflow, arba UFO); jo greitis siekė beveik penktadalį šviesos greičio – 57 tūkstančius kilometrų per sekundę. Šis įvykis nutiko praktiškai tuo pat metu, kaip ir rentgeno/UV spindulių žybsnis, kurio spinduliuotė išblėso labai sparčiai, per mažiau nei pusę paros. Statistiškai įvertinta, kad tikimybė šiems dviems įvykiams vienu metu nutikti atsitiktinai yra vos viena iš 50 tūkstančių. UFO pasižymi siauromis labai stipriai jonizuotos geležies spektro linijomis: nors juda 57000 km/s greičiu, linijų plotis atitinka tik apie 1000 km/s. Kitaip tariant, visa UFO sudaranti medžiaga juda beveik vienodu greičiu. Tai rodo, kad jis kyla iš tankios dujų sankaupos. Be šio pagrindinio aptikimo, užuominų apie silpnesnius vėjo gūsius pastebėta dar keletą kartų per visą žybsnio ryškėjimo ir blėsimo laikotarpį. Jų greičiai per maždaug tris paras išaugo nuo 5% iki 30% šviesos greičio; gali būti, kad jie kyla iš didesnio medžiagos srauto, kuriame įsiterpė tankesnioji sankaupa. Yra keli teoriniai modeliai, kuriais aiškinamas UFO atsiradimas. Pirmasis ir dažniausiai įvardinamas remiasi spinduliuotės slėgiu, tačiau jo nepakanka NGC 3783 greitai besivystančio vėjo pagreitinimui. Tuo tarpu stebima UFO greičio raida labai primena Saulės vainikinės masės išmetimų evoliuciją, taigi tikėtina, kad šį vėją sukėlė magnetiniai reiškiniai susiję su magnetinių linijų persijungimu netoli akrecinio disko. Tas pat reiškinys gali paaiškinti ir žybsnį, ir UFO paleidimą, irgi panašiai kaip Saulėje. Tyrimo rezultatai publikuojami Astronomy and Astrophysics.

***

Ar Visata – nesimetriška? Standartinis kosmologinis modelis, vadinamas Lambda-CDM, remiasi prielaida, kad Visata yra vienalytė ir izotropiška. Kitaip tariant, ji atrodo vidutiniškai vienodai visose vietose ir visomis kryptimis, kai vertinama pakankamai dideliais masteliais. Ši prielaida, vadinama kosmologiniu principu, leidžia labai supaprastinti Einšteino lygčių sprendimą ir aprašyti Visatos raidą bei struktūrą per vieną laike kintantį mastelį. Kosminė foninė mikrobangė spinduliuotė (CMB) – reliktinis Didžiojo sprogimo spinduliavimas – patvirtina šį vaizdą: skirtingomis kryptimis jos temperatūra tipiškai skiriasi vos viena šimtatūkstantąja dalimi. Visgi CMB, jei stebime „žalius” jos duomenis, turi ir reikšmingą dipolį, arba asimetriją: vienoje dangaus pusėje ji šiek tiek šiltesnė, o priešingoje – šaltesnė, maždaug viena tūkstantąja dalimi. Šis dipolis pats savaime nepaneigia standartinio modelio, nes jį lengvai paaiškina Saulės sistemos judėjimas erdvėje. Dangaus pusė, kurios link juda Žemė, atrodo šiltesnė, nei priešinga. Dar prieš 40 metų du astronomai, George`as Ellisas ir Johnas Baldwinas, pasiūlė patikrinti, ar panašų dipolį turi ir medžiagos pasiskirstymas danguje. Jis galėtų būti matomas stebint tolimas radijo galaktikas ar kvazarus. Dabar mokslininkai, pasitelkę naujausius didelius radijoteleskopų ir palydovinių observatorijų katalogus, tokį medžiagos dipolį išmatavo ir nustatė stulbinantį neatitikimą su CMB. Materijos dipolio kryptis gana gerai sutampa su CMB dipolio kryptimi, tačiau jo amplitudė yra du-tris kartus didesnė. Tai reiškia, kad atskaitos sistemos, kuriose medžiaga ir spinduliuotė atrodo izotropiškos, nedera tarpusavyje. Tą paaiškinti galima, jei bent vienas šių pasiskirstymų turi netikėtą vidinę anizotropiją. Skirtumas tarp dviejų dipolių stiprumo jau dabar viršija penkių sigmų statistinį reikšmingumą – tai atitinka mažiau nei vieno iš trijų milijonų tikimybę, kad gautas rezultatas yra matavimo paklaidų pasekmė. Kosminių dipolių palyginimas, vadinamas Elliso-Baldwino testu, yra ne vienintelis pastarojo meto rezultatas, prieštaraujantis Lambda-CDM prognozėms. Panašiai reikšminga yra ir vadinamoji Hablo įtampa – neatitikimas tarp skirtingais būdais apskaičiuojamų Visatos plėtimosi spartos verčių, – ir sigma-8 įtampa, rodanti neatitikimą tarp materijos telkimosi į sankaupas realybėje bei modelio prognozėse. Galima Visatos anizotropija kelia iššūkį apskritai Visatos raidos lygtims, vadinamajai FLRW metrikai, mat ši remiasi kosmologiniu principu. Nauji teleskopai, tokie kaip Euclid ir SPHEREx palydovai bei antžeminė Vera Rubin observatorija, greitai surinks dar daugiau duomenų, aktualių šio neatitikimo analizei. Kosmologinio modelio laukia įdomūs laikai. Tyrimo rezultatai publikuojami Reviews of Modern Physics, nemokamą versiją rasite arXiv.

***

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

Laiqualasse