Žvaigždės yra plazmos rutuliai, bet plazma su jų paviršiumi toli gražu nesibaigia. Atmosfera ir žvaigždės vėjas – irgi plazmos struktūros, kuriose vyksta įvairūs magnetiniai reiškiniai. Pavyzdžiui, Saulės žybsniai: praeitą savaitę pranešta apie identifikuotą gama spinduliuotės šaltinį juose. Kitame tyrime parodoma, kad Saulės žybsnių ryšys su dėmėmis kitoms žvaigždėms nebūdingas. O štai prie mažų jaunų žvaigždžių bent kartais randami plazmos žiedai. Senos ir didelės žvaigždės, Betelgeizės, aplinkoje atrasta kompanionė. Kitose naujienose – klausimai apie Europos vandenyno gelmes, neutrinų iš Paukščių Tako žvaigždžių prognozės ir netikėtai daug neutralių dujų jaunos Visatos spiečiuje. Gero skaitymo!
***
Šiomis dienomis, kai labai šalta, gali pasitaikyti proga pamatyti gražų meteorologinį reiškinį – Saulės ir Mėnulio halus bei susijusias struktūras: šuniukus, zenitinius ir horizontinius lankus, stulpus ir kita. Jie susidaro, kai aukštai atmosferoje esantys ledo kristaliukai įvairiai laužia šviesulių spindulius. Taigi savo prigimtimi reiškiniai labai panašūs į vaivorykštę, tik dėl kristalų kampuotumo jų struktūra daug įvairesnė. Šiose nuotraukose matome tokius reiškinius, užfiksuotus pietryčių Prancūzijoje gruodį. Geros medžioklės!
***
Saulės žybsnių gama spinduliuotės šaltinis. Saulės žybsniai – staigūs energijos pliūpsniai, išmetantys rentgeno ir gama spindulius – tyrinėjami jau dešimtmečius. Jų metu rentgeno spinduliuotę kuria magnetinės energijos įgreitinti elektronai, tačiau gama spinduliuotės kilmė iki šiol buvo mįslė. Gama fotonų energija siekia megaelektronvoltus – nuo šimtų iki tūkstančių kartų daugiau, nei rentgeno. Tokios energingos spinduliuotės gamybai reikalinga neįprasta elektronų populiacija, kurioje dauguma dalelių turi labai aukštą energiją, panašią į kuriamų fotonų. Dabar astronomai išsiaiškino, kur šie elektronai susikaupia ir kodėl. Mokslininkai išnagrinėjo 2017 metų rugsėjo 10 dieną įvykusį galingą žybsnį, remdamiesi NASA kosminio Fermi gama spindulių teleskopo duomenimis ir antžeminio Ouenso slėnio teleskopų masyvo Kalifornijoje mikrobangų stebėjimais. Mikrobangų stebėjimai buvo esminiai, nes suteikė erdviškai išskirtos spektrinės informacijos apie mikrobangų spinduliuotę iš skirtingų Saulės vainiko sričių. Megaelektronvoltų energijos elektronai skleidžia specifinį mikrobangų spektrą, skirtingą nuo įprastinių rentgeno spindulius skleidžiančių elektronų. Tyrėjai nustatė žybsnio vainike regioną, kuriame mikrobangų spektras atitiko būtent megaelektronvoltų elektronų prognozuojamą formą – tai rodo, kad šis regionas ir yra gama spinduliuotės šaltinis. Gama spinduliai, kaip ir manyta, skleidžiami bremštralungo procesu – elektronams susiduriant su atomų branduoliais vainiko plazmoje. Spinduliuotės regionas buvo šalia zonos, kurioje vyko intensyvus magnetinio lauko energijos išlaisvinimas ir elektronų greitinimas. Tai rodo, kad spinduliuotė kyla ne tiesiai greitinimo zonoje, taigi jų kilmei labai svarbūs energingų elektronų pernašos procesai. Šis atradimas patvirtina, kad Saulės žybsniai efektyviai pagreitina daleles iki ekstremalių energijų išlaisvindami sukauptą magnetinę energiją. Kol kas neaišku, ar šie krūvininkai yra elektronai ar jų antidalelės pozitronai; tam nustatyti reikės naujos kartos teleskopų, kurie galės matuoti mikrobangų poliarizaciją. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Astronomy.
***
Ledas saugojo Marso ežerus. Marso paviršiuje gausu struktūrų, kurias galėjo suformuoti tik ilgai tekėjęs ar tyvuliavęs vanduo. Tai ir senoviniai ežerų dugnai bei pakrantės, ir nuosėdų sluoksniai bei specifiniai mineralai, ir upių vagos bei deltos. Tačiau klimato modeliai rodo, kad senovės Marsas greičiausiai buvo pernelyg šaltas skystam vandeniui. Šis neatitikimas tarp geologinių įrodymų ir klimato modelių jau kelis dešimtmečius neduoda ramybės planetologams. Dabar mokslininkai, pritaikę ežerų raidos modelį Marso sąlygoms, nustatė, kad ežerai galėjo išlikti skysti praktiškai neribotą laiką net ir esant žemai vidutinei temperatūrai, jei juos dengdavo plona sezoninė ledo danga. Tyrėjai sukūrė Marsui tinkamą ežerų modelį, pritaikydami analogišką Žemės ežerų analizei naudojamą metodą. Modelyje atsižvelgta į silpnesnę Saulės šviesą prieš 3,6 milijardo metų, retesnę anglies dvideginio atmosferą, kitokią planetos gravitaciją ir Marso metų laikų ypatumus. Pasitelkę marsaeigio Curiosity duomenis iš Gale kraterio ir Marso klimato skaitmeninius modelius, jie išbandė 64 skirtingus scenarijus, nagrinėdami hipotetinį ežerą krateryje. Kiekvienas modelis buvo sekamas bent 30 Marso metų, tai atitinka apie 56 Žemės metus. Paaiškėjo, kad 10 metrų gylio ežeras, gaunantis apie 50 milimetrų vandens per mėnesį ir žiemą padengtas plona ledo danga, galėtų išlaikyti skystą vandenį ilgiau nei 100 metų. Per tiek laiko ežero sąlygos turėtų nusistovėti į pusiausvyrą, tad tokia jo būsena galėtų išlikti ir gerokai ilgesnį laikotarpį. Plona sezoninė ledo danga veikė kaip natūrali izoliacija: ji sumažindavo vandens garavimą žiemą, tačiau kartu leisdavo Saulės šviesai prasiskverbti ir pašildyti vandenį. Kadangi ledas buvo plonas ir gyvuodavo neilgai, jis galėjo praktiškai nepalikti pėdsakų – tai paaiškina, kodėl Marso paviršiuje nematome aiškių ilgalaikio ledo požymių. Šie rezultatai rodo, kad senovės Marse ežerai galėjo būti skysti net ir klimatui nesant nuolat šiltam. Tai galėjo palaikyti sąlygas, tinkamas užsimegzti ir vystytis gyvybei. Tyrimo rezultatai publikuojami AGU Advances.
***
Pastaruoju metu daug kalbama apie žmonių kelionę į Marsą, kuri gali nutikti per artimiausius 15 metų. NASA planuoja santykinai trumpalaikius vizitus, tačiau SpaceX vis skelbia svajones pastatyti miestą. Kaip toks miestas būtų statomas? Pasakoja The Space Race:
***
Europos gelmės – tektoniškai neaktyvios. Jupiteris turi beveik 100 žinomų palydovų, tačiau nė vienas iš jų, pagal įdomumą astronomams, neprilygsta Europai. Ledo pluta dengtas pasaulis, kuriame, kaip manoma, slypi didžiulis skysto sūraus vandens vandenynas, gali būti tinkamas nežemiškai gyvybei. Jau ne pirmą dešimtmetį mokslininkai svarsto, kokios iš tikro ten galėtų būti sąlygos ir ar jų pakaktų gyvybei susidaryti ir tarpti. Dabar grupė mokslininkų padarė gana pesimistinę išvadą: Europos vandenyno dugnas greičiausiai yra tektoniškai inertiškas, todėl gyvybei reikalingos vandens ir uolienų reakcijos ten labai silpnos. Atsižvelgę į palydovo dydį, uolinio branduolio sandarą ir Jupiterio gravitacijos poveikį, tyrimo autoriai apskaičiavo, kad Europos gelmėse greičiausiai nevyksta jokie uolinės plutos skilimo procesai. Tai reiškia, kad ten turbūt nėra ir šiltų hidroterminių šaltinių, kurie dažnai laikomi galimu gyvybei būtinos energijos šaltiniu. Žemėje vandenyno dugne vykstantys tektoniniai procesai, hidroterminės versmės ir ugnikalnių išsiveržimai palaiko unikalias ekosistemas, nepriklausomas nuo Saulės šviesos. Europą šiuo metu dengia apie 15-25 kilometrų storio ledo pluta, o po ja slypi iki 100 kilometrų gylio vandenynas, dengiantis visą palydovą, taigi Saulės šviesa vandens tikrai neapšviečia. Nors Europa šiek tiek mažesnė už mūsų Mėnulį, joje greičiausiai yra daug daugiau vandens nei visoje Žemėje. Deja, santykinai stabili ir nutolusi nuo Jupiterio Europos orbita lemia, kad povandeninę plutą veikiančios jėgos per silpnos, kad sukeltų net menkiausius lūžius, sprūdžius ar kitus tektoninius reiškinius. Taigi vanduo gali sąveikauti ne daugiau nei su kelių šimtų metrų storio uolienų sluoksniu, o tai nesuteikia daug vilčių, kad šiandien ten po ledu galėtų egzistuoti gyvybė. Šiuo metu Europos link skrieja zondas Europa Clipper, kuris pasieks palydovą 2031 metų pavasarį. Jis atliks detalius Europos paviršiaus matavimus ir suteiks daug naujų žinių apie ledo dangą bei vandenyną. Tai leis patikslinti ir tikėtinas vandenyno savybes, įskaitant chemines reakcijas, vykstančias jo dugne. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Communications.
***
Saulės žybsniai – neįprasti reiškiniai. Saulė – artimiausia mums žvaigždė, todėl ir geriausiai suprantama. Per šimtmečius stebėdami ją sužinojome apie įvairius joje vykstančius pokyčius. Pavyzdžiui, per ilgus laiko tarpus ji šyla, taip pat patiria aktyvumo ir ramybės ciklus, o kartais spjaudosi žybsniais ir plazmos išsiveržimais. Paprastai manoma, kad kitos pagrindinės sekos žvaigždės elgiasi panašiai. Kaip Saulė, taip ir kitos žvaigždės turi dėmių. Saulės dėmių skaičius kinta 11 metų ciklu ir koreliuoja su magnetinio aktyvumo lygiu bei Saulės žybsnių dažnumu. Žvaigždžių dėmes stebėti sudėtinga, bet pavyko tai padaryti maždaug 400 žvaigždžių. Taip sužinojome, kad jos irgi turi aktyvumo ciklus, nors jų periodai gali būti įvairūs, nuo trejų iki 20 metų. Žybsnius sukelia žvaigždės magnetinis laukas, todėl galima būtų tikėtis, kad žvaigždžių žybsniai seks tą patį ciklą, kaip ir dėmės. Saulėje būtent taip ir yra – Saulės dėmės ir žybsniai atsiranda panašiose vietose maždaug tuo pačiu metu. Tačiau naujas tyrimas rodo, kad kitose žvaigždėse situacija gerokai kitokia. Mokslininkai negali tiesiogiai stebėti žvaigždžių dėmių tūkstančiuose žvaigždžių, todėl šiam tyrimui panaudojo netiesioginį metodą. Remdamiesi Transiting Exoplanet Survey Satellite (TESS) duomenimis, jie išnagrinėjo žvaigždžių šviesio kitimą. Idėja tokia: kai žvaigždė turi daug dėmių, ji šiek tiek blausesnė, kai dėmės nukreiptos į mus, nei kai jos yra priešingoje pusėje. Žvaigždei besisukant, šviesio svyravimai leidžia įvertinti, kiek dėmėta į mus atsisukusi žvaigždės pusė. TESS teleskopas, skirtas egzoplanetų paieškoms, gali labai tiksliai matuoti žvaigždės šviesį, todėl jis leido įvertinti šį parametrą. Taip pat mokslininkai ieškojo trumpų šviesio padidėjimų, rodančių žvaigždžių žybsnius. Kadangi žybsnius matome tik žvaigždės pusėje, nukreiptoje į mus, tyrėjai galėjo palyginti abu reiškinius ir ieškoti ryšio tarp jų. Išnagrinėję daugiau nei 14 000 žvaigždžių stebėjimų duomenis, autoriai užfiksavo virš 200 000 žvaigždžių žybsnių. Saulei šie du reiškiniai turėtų stipriai koreliuoti – matydami Saulės žybsnį, beveik tikrai matysime ir Saulės dėmes. Tačiau kitoms žvaigždėms komanda nustatė, kad taip būna tik pusę laiko. Kitaip tariant, jei matome žvaigždės žybsnį, visiškai negalime pasakyti, ar šiuo metu žiūrime į ryškesnę (mažiau dėmėtą), ar blausesnę žvaigždės pusę. Ir atvirkščiai – blausesnės žvaigždės pusės atsisukimas į mus nė kiek nepadidina žybsnio tikimybės. Taigi galime daryti išvadą, kad Saulė yra neįprasta. Daugumos žvaigždžių žybsniai ir dėmės kyla dėl kitokių detalių priežasčių, nei mūsų žvaigždėje, nors ir neabejojama, kad reiškiniai vis tiek susiję su magnetiniu lauku. Klausimas, kodėl Saulės dėmės ir žybsniai taip stipriai koreliuoja, lieka neatsakytas. Šis atradimas rodo, kad nors Saulė ir yra mums artimiausia bei geriausiai suprasta žvaigždė, ji visai nebūtinai yra tipinė. Tyrimo rezultatai arXiv.
***
Plazmos žiedai aplink jaunas žvaigždes. Dauguma žvaigždžių Paukščių Take yra mažesnės, blausesnės ir vėsesnės už Saulę; jos vadinamos M nykštukėmis. Daugelis jų turi bent po vieną uolinę, panašaus į Žemę dydžio planetą. Šios planetos retai kada atrodo tinkamos gyvybei: jos arba per karštos skystam vandeniui, arba bombarduojamos dažnais žvaigždės žybsniais ir stipria spinduliuote. Visgi tokios sistemos gali pasitarnauti kaip puikios laboratorijos, padedančios suprasti, kaip žvaigždės formuoja savo planetų aplinką. Žvaigždės veikia planetas dviem būdais: šviesa, kurią lengva stebėti, ir dalelėmis – žvaigždžių vėjais bei magnetinėmis audroms, kurias tolimais atstumais tyrinėti daug sunkiau. Tačiau Saulės sistemoje būtent dalelės kartais būna svarbesnės planetų likimui nei šviesa, taigi ir egzoplanetų tyrėjai nori suprasti tų sistemų „kosmoso orus“. Dabar astronomams pavyko tą padaryti kaip niekad gerai. Jie sutelkė dėmesį į retą M nykštukių tipą, vadinamą sudėtingomis periodinėmis kintančiosiomis žvaigždėmis. Tai jaunos ir greitai besisukančios žvaigždės, kurių šviesis periodiškai priblėsta. Astronomai nebuvo tikri, ar priblėsimus sukelia žvaigždės dėmės, ar medžiaga, skriejanti aplink žvaigždę. Tyrėjai pasirinko vieną tokią 100 milijonų metų amžiaus žvaigždę, stebėtą TESS egzoplanetų paieškos teleskopu, ir išmatavo jos spektrą daugybę kartų, taip sukurdami žvaigždės judėjimo filmą. Jame jie pamatė vandenilio alfa spektro linijas, kurias skleidžia santykinai šalta, ne daugiau nei 10 tūkstančių laipsnių temperatūros, plazma. Linijas skleidžianti medžiaga judėjo 2-4 kartus didesniu greičiu, nei žvaigždės paviršius, tačiau ratą aplink žvaigždę apsukdavo per tokį patį periodą, kaip ir pati žvaigždę – maždaug 3,9 valandos. Šios savybės rodo, kad žvaigždę supa plazmos žiedas su tankesnėmis sankaupomis, kurias žvaigždės magnetinis laukas laiko prirakinęs ir tempia kartu su žvaigžde. Tyrėjai įvertino, kad bent dešimtadalis M nykštukių jaunystėje turėtų turėti tokias plazmos struktūras. Jas galima panaudoti tarsi natūralias kosmoso orų stebėjimų stotis, mat detalūs stebėjimai leis suprasti, kas vyksta virš žvaigždžių paviršių – kur plazma sutelkta, kaip juda ir koks stiprus yra magnetinis laukas. Tai turėtų padėti astronomams išsiaiškinti, kaip žvaigždžių išmetamos energingos dalelės veikia planetas. Kitas svarbus klausimas – iš kur atsiranda medžiaga plazmos žiede: iš pačios žvaigždės ar iš išorinių šaltinių. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal Letters.
***
Patvirtinta Betelgeizės palydovė. Betelgeizė – viena ryškiausių žvaigždžių žiemos danguje, raudonoji milžinė Oriono žvaigždyne. Jau kelis dešimtmečius ji kelia mįslių astronomams. Jos šviesis keičiasi keliais periodais: trumpesnis, apie 400 parų, neseniai paaiškintas pulsacijomis pačioje žvaigždėje, o ilgesnis, maždaug 2100 parų, liko neišaiškintas. Be to, 2020 metais žvaigždė netikėtai priblėso; kurį laiką buvo netgi spekuliuojama, jog ji gali netrukus sprogti supernova. Visgi tas pritemimas paaiškintas išsiveržimu, kurio metu susidarė daug dulkių ir kuriam laikui pridengė žvaigždės šviesą. Tuo tarpu ilgalaikė variacija teoriniais modeliais aiškinama žvaigždės-kompanionės poveikiu. Dabar astronomai, pasitelkę Hubble ir antžeminių teleskopų stebėjimus, pirmą kartą aptiko tiesioginius kompanionės egzistavimo įrodymus. Palydovė, pavadinta Siwarha (taip arabų mitologijoje vadinama al-Džavzos apyrankė, o Betelgeizė yra al-Džavzos ranka) skrieja labai arti – vos 2,3 žvaigždės spindulių atstumu nuo Betelgeizės centro. Tai reiškia, kad ji nuolatos stumiasi per milžinės chromosferą, vidurinįjį jos atmosferos sluoksnį. Tokia orbita užtrunka apie 2100 parų, arba beveik šešerius metus – tiksliai tiek, kiek ilgasis Betelgeizės šviesio kitimo periodas. Tyrėjai beveik aštuonerius metus stebėjo, kaip Betelgeizės spektras ir dujų judėjimas keičiasi skirtingose orbitos stadijose. Palydovė, skraidydama pro milžinės atmosferą, už savęs palieka tankų dujų šleifą, kuris po truputį plečiasi išorėn. Kai palydovė praskrenda priešais Betelgeizę, aplinkinių dujų absorbcija ima augti bei matoma dujų tėkmė tolyn nuo žvaigždės. Šie požymiai pastebėti stebint mangano, geležies, silicio bei magnio spektro linijas. Po tranzito absorbcija ir tėkmės požymiai tolydžio silpsta iki kito praskridimo. Atradimas pirmą kartą paaiškina, kodėl Betelgeizės šviesis kinta taip keistai, ir suteikia unikalią galimybę stebėti, kaip masyvios žvaigždės evoliucionuoja, praranda medžiagą ir galiausiai sprogsta supernovomis. Artimiausia proga stebėti palydovę bus 2027 metais, nes dabar ji pasislėpė už Betelgeizės disko. Tyrimo rezultatai arXiv.
***
Galaktikos žvaigždžių neutrinų žemėlapis. Neutrinai yra elementariosios dalelės, kurios beveik nesąveikauja su kita materija ir gali laisvai keliauti praktiškai per bet kokią medžiagą. Jos sukuriamos įvairių energingų kosminių procesų metu, įskaitant branduolines reakcijas žvaigždžių gelmėse. Taigi neutrinai gali suteikti informacijos tiesiai iš žvaigždžių šerdžių, kurių kitaip stebėti neįmanoma. Dabar mokslininkai pirmą kartą sukūrė išsamų modelį, parodantį, kiek neutrinų turėtų skleisti visos Paukščių Tako žvaigždės ir kiek jų turėtų pasiekti Žemę. Tyrėjai panaudojo detalius žvaigždžių evoliucijos modelius ir Gaia kosminio teleskopo duomenis apie žvaigždžių pasiskirstymą Galaktikoje. Modelis rodo, kas žvaigždės, kurių masė lygi Saulės ar didesnė, esančios plonajame Paukščių Tako diske, gamina didžiąją neutrinų dalį. Daugiausia neutrinų pasiekia Žemę iš regiono apie 5-10 kiloparsekų atstumu; šis intervalas apima ir Galaktikos centrą, kur žvaigždžių koncentracija didžiausia. Ta kryptimi signalas turėtų būti apskritai stipriausias. Neutrinų energijos svyruoja nuo kelių kiloelektronvoltų iki dešimčių megaelektronvoltų. Palyginimui, regimųjų fotonų energija siekia apie kelis elektronvoltus, elektrono rimties masės energija – 511 kiloelektronvoltų. Mažesnės energijos neutrinai kyla iš šiluminių procesų, o energingesni – iš termobraduolinių reakcijų. Deja, Galaktinių neutrinų signalą gali būti sunku atskirti nuo Saulės ir užgalaktinių neutrinų, nes jų energijų intervalai panašūs. Visgi šis žemėlapis palengvins neutrinų detektorių darbą ir padidins galimybę paslaptingąsias daleles užfiksuoti. Kadangi neutrinai beveik nesąveikauja su aplinka, bet kokie maži nukrypimai nuo prognozuojamo jų elgesio būtų stipri užuomina apie naujų, nežinomų fizikos dėsnių egzistavimą. Tyrimo rezultatai publikuojami Physical Review D.
***
Ultramasyvios juodosios skylės formavosi susiliejimuose. Beveik kiekvienos galaktikos centre slypi supermasyvi juodoji skylė, kurios masė gali viršyti net milijardus Saulės masių. Kai juodoji skylė aktyvi, ją supa daug dujų; tada jos masę galime nustatyti pagal skleidžiamą spinduliuotę, dujų judėjimą ar čiurkšles. Deja, dauguma juodųjų skylių nėra aktyvios, todėl jų masės nustatymui tenka pasitelkti netiesioginius metodus. Vienas tokių – M-sigma sąryšis, pagrįstas žvaigždžių judėjimo greičių matavimu galaktikos centriniame telkinyje: kuo masyvesnė juodoji skylė, tuo greičiau skrajoja žvaigždės centriniame telkinyje (daug platesniame regione, nei dominuoja juodosios skylės gravitacija, todėl ir išmatuoti šiuos greičius daug lengviau). Dabar tarptautinė tyrėjų grupė nustatė, kad šis metodas neveikia didžiausioms juodosioms skylėms, kurios kartais vadinamos ultramasyviomis. Tokios juodosios skylės yra masyvesnės nei 10 milijardų Saulės masių. Mokslininkai išnagrinėjo 16 ryškiausių spiečių galaktikų ir aštuonioms iš jų pritaikė triašį Švarcšildo modelį. Tai sudėtingas metodas nustatyti galaktikos masės pasiskirstymą, kai žvaigždžių orbitos modeliuojamos trimačiame erdvės elipsoide ir sudaromas centrinės dalies šviesio profilis. Paaiškėjo, kad visos aštuonios turi ultramasyvias juodąsias skyles; anksčiau tokių objektų buvo žinoma tik aštuoni, tad dabar jų skaičius padvigubėjo. Visos šios juodosios skylės M-sigma grafike išsidėsto aukščiau už įprastinę priklausomybę – tai reiškia, kad tradiciniu metodu apskaičiuojama jų masė būtų gerokai – apie 4-5 kartus – per maža. Tyrėjai parodė, kad geriau veikia kitoks metodas, pagrįstas centro šviesio trūkumu. Ultramasyvių juodųjų skylių galaktikose dažniausiai matomas centrinis regionas, kuriame žvaigždžių šviesis yra maždaug pastovus, o ne didėja artėjant prie centro, kaip daugumoje kitų. Šių juodųjų skylių masė gerai dera būtent su šio regiono dydžiu, kuris, savo ruožtu, yra labai artimas juodosios skylės gravitacinės įtakos zonos dydžiui. Ryšys greičiausiai atsiranda todėl, kad šios galaktikos ir jų juodosios skylės per savo gyvenimą patyrė bent keletą „sausų“ susiliejimų, kurių metu galaktikos nebeturėjo dujų naujoms žvaigždėms formuoti. Juodųjų skylių gravitacija išsvaidė senas žvaigždes ir suformavo „nuskurdintą“ regioną centre. Naudojant tokį sąryšį, ultramasyvios juodosios skylės masę galima neblogai įvertinti neatliekant sudėtingų triašio Švarcšildo modelio skaičiavimų. Tyrimo rezultatai arXiv.
***
Kosminių ančiasnapių populiacija. Galaktikų kosmose yra pačių įvairiausių. Didelės ir masyvios galaktikos, tokios kaip Paukščių Takas, formavosi daugeliui mažesnių galaktikų jungiantis tarpusavyje. O kaip atsiranda mažosios galaktikos? Dabar astronomai, nagrinėdami James Webb teleskopo archyvuose esančių didelių dangaus apžvalgų duomenis, aptiko devynis objektus, kurie galimai yra tik pradedančios formuotis nedidelės galaktikos. Šiuos objektus tyrėjai pavadino „ančiasnapiais“, mat jie turi ir žvaigždžių, ir galaktikų savybių, panašiai kaip tikrieji ančiasnapiai, nors yra žinduoliai, daug kuo primena roplius ar paukščius. Jų šviesa iki mūsų keliauja 12-12,6 milijardo metų, taigi matome juos iš 1,2-1,8 milijardų metų amžiaus Visatos. Jie atrodo kaip taškiniai šaltiniai net ir stebint ypatingai aukštos skyros Webb teleskopus; apskaičiuoti jų dydžiai tėra 0,5-1 kiloparsekas. Tai reiškia, kad visa šių galaktikų žvaigždžių masė sutelkta daug mažesniame regione, nei įprastų šiandieninių galaktikų. Ančiasnapių spektruose matyti ypač stiprios deguonies ir vandenilio emisijos linijos, kurios rodo ten vykstant santykinai sparčią žvaigždėdarą, tačiau linijos yra siauros – tai reiškia, kad dujos juda santykinai lėtai, 150-360 km/s greičiu. Paprastai tolimi taškiniai šaltiniai būna kvazarai – aktyvios supermasyvios juodosios skylės, tačiau aplink kvazarus dujos juda tūkstančių km/s greičiu. Ančiasnapiai neatitinka ir kitų kvazarų charakteristikų. Spektrų analizė rodo, kad bent vienas objektas galėtų būti aktyvus galaktikos branduolys, tačiau dauguma greičiausiai yra jaunos žvaigždes formuojančios galaktikos. Jei tai tikrai jaunos galaktikos, jų vidutinis amžius siekia vos 120 milijonų metų, o sukauptos žvaigždžių masės – apie 100 milijonų Saulių. Tai galėtų būti pirmosios galaktikų formavimosi stadijos pavyzdžiai, kai visos žvaigždės dar susitelkusios labai kompaktiškame branduolyje. Tokia prigimtis atitiktų monoliitinio kolapso galaktikų formavimosi modelį, kai galaktika auga ramiai iš vieno kompaktiško branduolio, o ne chaotiškų susijungimų metu. Tyrimo rezultatai arXiv.
***
Šaltos dujos jaunoje Visatoje. Galaktikų spiečiai yra didžiausios gravitaciškai surištos struktūros Visatoje. Jos formavosi hierarchiškai, augant ir jungiantis tamsiosios materijos ir įprastos, arba barioninės, medžiagos sutankėjimams. Manoma, kad ankstyvuosiuose galaktikų protospiečiuose formavosi didelė dalis pirmųjų Visatos žvaigždžių, kurios rejonizavo tarpgalaktinę erdvę. Rejonizacija vadinamas laikotarpis maždaug iki milijardo metų po Didžiojo sprogimo, kurio metu didžioji dalis tarpgalaktinės medžiagos tapo jonizuota. Mūsų supratimas apie galaktikų spiečių formavimąsi ankstyviausiose kosmoso epochose kol kas remiasi menkais pavienių galaktikų-narių stebėjimų duomenimis ir teoriniais modeliais. Naujame tyrime mokslininkai pristato įrodymų, jog aplink galaktikų protospiečių maždaug milijardą metų po Didžiojo sprogimo egzistavo didelė ir vientisa neutralaus atominio vandenilio dujų struktūra. Šios dujos aptiktos analizuojant kelis foninius, t.y. dar tolimesnius, šaltinius. Jų spektruose matyti neutralių dujų sugerties linijos, o iš linijos gylio ir bangos ilgio galima įvertinti, kiek dujų yra ir kurioje Visatos vietoje jos išsidėsčiusios. Skirtingomis kryptimis neutralaus vandenilio stulpelių tankis svyruoja iki trijų tūkstančių kartų, tačiau stebint gretimomis kryptimis tankis labai panašus, taigi galima pagrįstai teigti, kad stebėjimais tikrai fiksuejamos tos pačios tankios neutralios dujos. Tokia neutralių dujų gausa prieštarauja esamiems modeliams, pagal kuriuos tuo metu rejonizacija jau turėjo būti pasibaigusi, tad spiečius turėtų supti beveik išimtinai jonizuotos dujos. Naujieji rezultatai rodo, kad jonizacija vyko ne vienoda sparta visoje Visatoje, o paliko daug neutralių kiek tankesnių už vidutinį tankį gumulų. Tai gali paaiškinti, kodėl kai kurie spiečiai jaunoje Visatoje yra gerokai didesni, nei prognozuoja dabartiniai modeliai. Jei juos supa neutralių dujų telkiniai, šioms dujoms palyginus nesunku sukristi į spiečių ir prisidėti prie jo galaktikų augimo. Bet šis atsakymas užduoda naują klausimą: kodėl aplinkinėje Visatoje nematome tokių milžiniškų spiečių, kokie galėtų išaugti iš tų anomaliai masyvių ankstyvųjų? Kur dingo šios ankstyvosios struktūros? Atsakymo dar teks palaukti. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Astronomy.
***
Štai tokios naujienos iš praėjusios savaitės. Kaip įprastai, laukiu jūsų klausimų ir komentarų.
Laiqualasse