Taip, pavadinimą jūs perskaitėte teisingai. Visatos kąsnelius pradėjau rašyti prieš 14 metų, 2012-ųjų sausį. Nuo tada praėjo 731 savaitė, o Kąsnelį šiandien pateikiu 730-ąjį, kitaip tariant, per visus šiuos metus praleidau vos vieną savaitę. Beveik gyvai pristačiau jums ne tik Perseverance, bet ir Curiosity misijos pradžią, New Horizons praskridimą pro Plutoną ir pro Arrokothą, Opportunity ir Cassini misijų pabaigas, visą Dawn misijos eigą, James Webb atradimus, Artemis ir daugybę kitų kosminių misijų, atradimų bei išradimų. Įdomu, ką atneš sekantys metai? O ką – sekantys 14? Šiandien kviečiu skaityti apie naują būdą formuoti aminorūgščių junginius kosmoso sąlygomis, Saulės žybsnius iš magnetinių lavinų, dulkėtų galaktikų telkinį jaunoje Visatoje ir Ijo bei Europos vandens skirtumus. Gero skaitymo!
***
Peptidai tarpžvaigždinėse dulkėse. Visai gyvybei Žemėje reikalingos tam tikros specifinės molekulės, pavyzdžiui aminorūgštys. Pastarosios gali susiformuoti kosmose – kai kurias aminorūgštis randame meteorituose, kometose ir netgi tarpžvaigždinėje erdvėje. Ar gali kosmose įvykti tolesnis sudėtingų molekulių susidarymo etapas – peptidų formavimasis? Įprastai šios reakcijos vyksta vandenyje, bet kosmose šios molekulės skystoje būsenoje nerandame. Dabar mokslininkai eksperimentiškai įrodė, kad šie baltymų komponentai gali susiformuoti tarpžvaigždinių ledo grumstų analoguose, kai juos veikia jonizuojanti spinduliuotė. Tyrėjai nedidelėse kamerose sukūrė sąlygas, panašias į vyraujančias milžiniškuose tarpžvaigždiniuose dujų ir dulkių debesyse: -260°C temperatūrą ir beveik idealų vakuumą. Šiuose debesyse formuojasi naujos žvaigždės ir planetinės sistemos, o tiriamos sąlygos būdingos šio proceso pradžiai. Patalpinę į kamerą glicino, paprasčiausios aminorūgšties, molekulių, tyrėjai apšaudė jas protonais, imituojančiais kosminius spindulius. Tada naudodami infraraudonųjų spindulių spektroskopiją ir aukštos skyros masių spektrometriją ištyrė mėginių sandarą ir patvirtino glicilglicino – paprasčiausio dipeptido, susidedančio iš dviejų glicino molekulių, sujungtų peptidiniais ryšiais – susidarymą. Taip pat mėginiuose aptikta izotopiškai skirtingų vandens molekulių. Galima daryti išvadą, kad apšaudomos glicino molekulės pradėjo reaguoti tarpusavyje ir formuoti peptidus bei vandenį. Toks pat procesas gali vykti ir tarpžvaigždinėje erdvėje. Cheminė reakcija, per kurią aminorūgštys susijungia į peptidus, yra universali, taigi tikėtina, kad panašiai formuojasi ir peptidai iš kitų, sudėtingesnių aminorūgščių. Šie rezultatai keičia ankstesnį supratimą, kad sudėtingesnės molekulės formuojasi daug vėliau, kai dujos jau būna susitelkusios į diską aplink besiformuojančią žvaigždę, arba apskritai tik planetose. Taip pat greičiausiai galime daryti išvadą, kad šių gyvybei reikšmingų molekulių Visatoje yra gerokai daugiau, nei manyta iki šiol. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Astronomy.
***
Saulės žybsnius paleidžia magnetinė lavina. Saulės žybsniai yra galingi sprogimai žvaigždės vainike, kuriame magnetinio lauko. Nepaisant daugiau nei pusšimčio metų tyrimų, vis dar turime daugybę klausimų apie juos. Vienas jų – kaip magnetinė energija perduodama vainiko plazmai ir kaip ji įgreitina daleles. Nauji kosminio zondo Solar Orbiter aukštos skyros vainiko stebėjimai atskleidė, kaip tai vyksta. Tyrimo autoriai panaudojo keturių Solar Orbiter instrumentų stebėjimus, atliktus 2024 rugsėjo 30-ąją, kai zondas buvo arti Saulės. Ekstremalių ultravioletinių spindulių vaizdinimo įrenginys (EUI) užfiksavo vainiko struktūras vos kelių šimtų kilometrų erdvine ir dviejų sekundžių laiko skyra, o trys kiti instrumentai – SPICE, STIX ir PHI – atskleidė procesus skirtingu atstumu nuo Saulės paviršiaus, skirtingos temperatūros terpėje. Stebėjimai leido sekti įvykių eigą pradedant maždaug 40 minučių prieš žybsnį. Tuo metu buvo matomas santykinai tamsus lanko formos siūlas iš susipynusių magnetinių linijų ir plazmos, susijungęs su kryžmine struktūra iš vis labiau švytinčių magnetinio lauko linijų. Naujos magnetinio lauko gijos struktūroje atsiradinėjo kas dvi sekundes ar dažniau – kiekviename kadre. Gijos sukosi tarsi virvės, kol tapo nestabilios, tarsi lavina: ėmė trūkinėti ir persijungti, sukeldamos tolesnių destabilizacijų kaskadą aplink save. Taip magnetinio persijungimo įvykiai ėmė vis stiprėti, kol galiausiai prasiveržė pagrindiniu žybsniu. Lavinos eigą patvirtina ir kitas pastebėtas reiškinys – plazmos gumulai, sparčiai besileidžiantys Saulės atmosferoje paviršiaus link. Tokie lašeliai susidaro po kiekvieno mažesnio persijungimo ir išlieka net pasibaigus pagrindiniam žybsniui. Jungtiniai kelių instrumentų stebėjimai kartu leido pirmą kartą nustatyti, kaip greita persijungimo įvykių seka perduoda energiją į išorinę Saulės atmosferos dalį: kai kurios vainiko dalelės buvo pagreitintos iki 40-50% šviesos greičio. Atradimas meta iššūkį esamoms teorijoms apie žybsnių energijos išsiskyrimą. Tyrimo rezultatai publikuojami Astronomy & Astrophysics.
***
Saulė iškepa tamsius asteroidus. Astronomai jau kurį laiką žino, kad arti Saulės asteroidų yra labai nedaug. Ypač trūksta tamsesniųjų, kurių kiekiai ima reikšmingai mažėti priartėjus prie Saulės maždaug per penktadalį astronominio vieneto, arba dvigubai arčiau, nei Merkurijaus orbita. Paaiškinimų šiai tendencija buvo siūloma įvairių: pavyzdžiui, asteroidus gali suardyti potvyninės jėgos, jie gali įkristi į Saulę arba visiškai išgaruoti dėl Saulės spindulių sugerties. Tačiau šie mechanizmai vieną vidutinio dydžio asteroidą sunaikintų tik per milijoną metų ar ilgiau. Prieš dešimtmetį pasiūlyta dar viena hipotezė: asteroidai, ypač tamsūs, priartėję prie Saulės greitai įkaista ir susprogsta. Na, moksliškai tai pavadinta „momentine termiškai skatinama erozija“. Dabar mokslininkai pateikė eksperimentinių įrodymų, kad toks procesas tikrai įmanomas. Tyrėjai panaudojo specializuotą tyrimų kamerą, skirtą atkurti ekstremalų vakuumą ir spinduliuotę, panašią į tą, kuri egzistuoja netoli Saulės. Jie pagamino tamsių asteroidų, priskiriamų CI anglinių chondritų klasei, analogus ir jų gumulėlių mėginius patalpino kameroje. Stiprinant spinduliuotės intensyvumą, mėginiai susprogo. Procesas ne visada buvo momentinis: kai kurie mėginiai išgyveno kelias valandas apšviečiami spinduliuote, atitinkančia 0,22 astronominių vienetų atstumą, bet 0,1 astronominio vieneto nuotoliu jie beveik akimirksniu patyrė sparčią terminę eroziją. Tyrėjai išskyrė tris proceso fazes: pirmoji – pradinis kaitinimo etapas, kurio metu išmetama šiek tiek dulkių; antroji – „sprogiojo išmetimo“ fazė, kai milimetrų dydžio fragmentai nustumiami nuo asteroido paviršiaus; trečioji – paviršinio sluoksnio degradacija, kai šiluma prasiskverbia į asteroido struktūrą, verčia jį plėstis ir galiausiai suardo. Procesą pagreitina juodas asteroidų paviršius, nes jie sugeria daugiau Saulės energijos, todėl kaista greičiau. Tai paaiškina, kodėl jų arti Saulės yra mažiau nei kitų tipų asteroidų. Apskaičiuota, kad CI chondritų simuliantai, veikiami Saulės spinduliuotės intensyvumo, atitinkančio maždaug 0,2 astronominio vieneto nuotolį, sunaikinami per kelias minutes. Tyrimo rezultatai publikuojami Icarus.
***
Vandens gavyba Marse ateities misijoms. Žmonių misijos į Marsą planetoje praleis bent po pusmetį. Tam bus būtinas vietinių išteklių panaudojimas, įskaitant ir vandens gavybą. Marse prieinamo vandens randame keliose formose: kaip ledą (gryną arba sumišusi su regolitu), surištą vandenį regolite (įsimaišiusį tarp dulkelių arba sukibusį su mineralais) bei garų atmosferoje. Nors bendrai paėmus vandens ten yra daug, didžioji jo dalis bus praktiškai nepasiekiama pirmųjų misijų astronautams. Naujoje apžvalgoje nagrinėjamos vandens išgavimo perspektyvos pirmųjų misijų metu ir tam reikalingos technologijos. Analizėje aptariamos vandens išgavimo iš įvairių Marso šaltinių – požeminių ledų, dirvožemio drėgmės ir atmosferos garų – galimybės. Įvertinama ir tai, kad potencialios pilotuojamų misijų nusileidimo vietos greičiausiai neturės lengvo priėjimo prie jokio paviršinio ledo, tačiau atmosferą panaudoti būtų galima beveik bet kur. Nors atmosferoje vandens garų yra visur, menka jų gausa apsunkina reikšmingo vandens kiekio išgavimą. Tyrimo autoriai apskaičiavo lakiųjų junginių, tokių kaip anglies dvideginis ir vandens garai, paplitimą Marso atmosferoje ir paviršiuje ir palygino tikėtiną išgaunamo vandens kiekį iš atmosferos ir iš regolito. Nagrinėdami kiekvieną metodą, jie atsižvelgė į energijos poreikius, galimybes išplėsti mastelį ir tinkamumą skirtingoms sąlygoms įvairiose Marso vietose. Taip jie padarė išvadą, kad požeminis ledas yra tinkamiausias ilgalaikis vandens šaltinis, o drėgmė regolite ir atmosferos garai galėtų suteikti papildomų atsargų, ypač ekstremaliose situacijose ar atokiose vietose. Nors vandens išgavimas iš atmosferos neatrodo tinkamas kaip pagrindinis vandens šaltinis, jis gali tapti papildomu, decentralizuotu būdu papildyti vandens atsargas. Atmosferos vandens gavybos sistemos Marse reikalauja daugiau energijos, nei kitos, bet jos yra paprastesnės ir lankstesnės, lyginant su vandens išgavimu iš regolito. Toks būdas galėtų pasirodyti vertingas regionuose, kur neįmanoma išgauti vandens iš regolito, arba kaip laikinas atsarginis variantas sugedus pagrindinei vandens sistemai. Tokia paskirstyta vandens gavybos metodika galėtų padidinti vandens tiekimo sistemų atsparumą ir lankstumą būsimoms žmonių gyvenvietėms Raudonojoje planetoje. Tyrimo rezultatai publikuojami Advances in Space Research.
***
Io ir Europos vandens kontrastas. Didieji, arba Galilėjiniai, Jupiterio palydovai gerokai skiriasi tarpusavyje. Pavyzdžiui, tolstant nuo planetos reikšmingai mažėja jų rankis: Ijo yra tankiausias, Europa kiek mažiau tanki, o dar toliau esantys Ganimedas ir Kalista dar retesni. Skirtumą greičiausiai lemia skirtingas vandens kiekis: Ijo atrodo visiškai sausa ir neturi vandens ledo, tuo tarpu Europos ledo pluta dengia milžinišką vandenyną; panašiai ledo ir vandens gausu ir kituose dviejuose palydovuose. Iki šiol manyta, kad šis kontrastas atsirado palydovams vystantis: pavyzdžiui, galbūt Ijo prarado vandenį dėl atmosferos erozijos ar kitų evoliucinių procesų. Dabar tarptautinė mokslininkų komanda parodė, kad sandaros skirtumas atsirado anksčiau, dar palydovams formuojantis. Tyrėjai pasitelkė skaitmeninius modelius ir išnagrinėjo dvi pagrindines palydovų skirtumų prigimties hipotezes. Pirmoji teigia, kad ekstremali aplinka arti Jupiterio neleido vandens ledui išlikti, todėl Ijo nuo pat susiformavimo neturėjo šio komponento. Antroji hipotezė piešia vaizdą, kad Ijo ir Europa susiformavo su panašiais vandens kiekiais, tačiau Ijo vėliau prarado lakias medžiagas dėl atmosferos pabėgimo ir erozijos. Komanda sumodeliavo ankstyvąsias Ijo ir Europos evoliucijos stadijas. Modelyje atsižvelgta į pagrindinius šilumos šaltinius jaunoje Jupiterio sistemoje: kaitinimą objektams krentant į planetą ir palydovus, radioaktyviųjų elementų skilimą, potvynines jėgas ir intensyvią Jupiterio spinduliuotę. Paaiškėjo, kad Ijo tiesiog nepajėgia efektyviai atsikratyti vandens. Europa irgi nepraranda vandens net esant ekstremalioms sąlygoms: ji išsaugotų daugumą lakiųjų medžiagų beveik visais įmanomais formavimosi ir evoliucijos scenarijais, nes didelio masto dehidratacija galėjo prasidėti tik praėjus daugiau nei 10 milijonų metų po jos formavimosi, kai palydovą jau turėjo padengti ledo sluoksnis. Tuo tarpu Ijo turėjo formuotis iš sausų medžiagų, daugiausiai dehidratuotų silikatų. Skirtumas tarp Ijo ir Europos greičiausiai atspindi medžiagų dehidratacijos liniją Jupiterio aplinkoje. Ijo pateko į zoną, kur mineralai prarado bet kokius vandens likučius, Europa formavosi zonoje, kur uolienos buvo hidratuotos, o Kalista ir Ganimedas – dar toliau, kur galėjo išlikti ir gryni vandens ledo gumulai. Rezultatai meta iššūkį ankstesniam supratimui apie Jupiterio palydovų formavimąsi ir raidą. Nuo 2031 metų Jupiterio palydovus tirs NASA Europa Clipper ir Europos kosmoso agentūros JUICE misijos; jos suteiks reikšmingų naujų duomenų šiems rezultatams patikrinti. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal.
***
Kodėl nerandame nežemiškos (protingos) gyvybės? Galimų atsakymų prigalvota įvairių, tarp jų: galbūt mes esame pirmoji tokia gyvybė Visatoje? Apie tai pasakoja John Michael Godier:
***
Kristaliniai silikatai prožvaigždėje. Saulės sistemoje, toli nuo centro skriejančiose kometose, kartais randami kristaliniai silikatai. Tai atrodo keistai, nes tokie mineralai formuojasi tik esant aukštai, virš 900 kelvinų (maždaug 600 Celsijaus laipsnių), temperatūrai. Kaip jie pateko į šaltus sistemos pakraščius – Kuiperio žiedą ir Oorto debesį, kur kometos praleidžia didžiąją dalį laiko? Greičiausiai mineralai formavosi arti Saulės, o vėliau buvo nunešti tolyn, tačiau iki šiol tai buvo tik spekuliacija. Dabar James Webb teleskopas pateikė pirmą tiesioginį įrodymą, jog toks procesas tikrai vyksta besiformuojančių žvaigždžių aplinkoje. Tyrėjai nukreipė Webb teleskopą prožvaigždės EC 53 link ir vidurinio infraraudonojo spektro instrumentu (MIRI) surinko detalius spektrus, kad identifikuotų specifinius elementus bei molekules ir nustatytų jų pasiskirstymą. Prožvaigždė EC 53, esanti Gyvatnešio žvaigždėdaros regione už 400 parsekų, dešimtmečius tyrinėjama įvairių tyrimų grupių. Ji pasižymi aiškiu periodišku elgesiu: maždaug kas 18 mėnesių pradeda 100 dienų trukmės pliūpsninę fazę, kai žymiai sparčiau ryja dujas ir dulkes iš supančio disko. Tuo metu ji išmeta dalį medžiagos kaip galingus srautus ir čiurkšles. Webb stebėjimai aiškiai parodė, kad karščiausioje prožvaigždės sistemos dalyje, esančioje tarp žvaigždės ir ją supančio disko vidinio krašto, kristalizuojasi silikatai. Kristalinių silikatų – forsterito ir enstatito – spinduliuotės pėdsakai spektre pasirodo tik per pliūpsnį; tai reiškia, kad jiems formuotis reikia ypatingų sąlygų, o patį procesą galima pavadinti šiluminiu atkaitinimu, kai medžiaga reguliariai patenka į skirtingos temperatūros aplinką. Mokslininkai taip pat aptiko sluoksniuotą tėkmę, plintančią nuo prožvaigždės. Ją sudaro kūginis atominių dujų srautas, apsuptas lėtesnių molekulinių srautų. Panašias struktūras matome daugelyje prožvaigždžių, jas gerai paaiškina magnetohidrodinaminio vėjo modeliai. Ši konfigūracija suteikia natūralų kelią šviežiai kristalizuotiems silikatams pasiekti išorines disko sritis. EC 53 sistemoje kristaliniai silikatai formuojasi maždaug tame regione, kur Saulės sistemoje yra Žemė. Stiprūs vėjai juos išsviedžia į tolimas vietas, palyginamas su Kuiperio disku Saulės sistemoje, kur vėliau formuosis kometos. Nors tiesiogiai dulkių grūdelių, išnešamų į išorinį diską, neaptikta, stebimos tendencijos atitinka pernašą į išorę. Tai rodo, kad tiek dulkių virsmas kristalais, tiek jų pernešimas vyksta ankstyvosiose ir dinamiškiausiose žvaigždėdaros stadijose. Šie rezultatai suteikia pirmą tiesioginį stebėjimais paremtą įrodymą apie silikatų kristalizaciją vietoje per epizodines akrecinių pliūpsnių fazes labai jaunoje žvaigždėje, kurią dar gaubia tankus dujų apvalkalas. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature.
***
Metalinis debesis prie tolimos žvaigždės. Jaunas žvaigždes supa protoplanetiniai diskai, kurie per kelis-keliolika milijonų metų išsisklaido. Visgi kartais dalis disko medžiagos gali suformuoti nuolaužų diską sistemos pakraštyje arba aplink kokią nors planetą ar rudąją nykštukę, skriejančią toli nuo motininės žvaigždės. Pirmą kartą panašus reiškinys – dujų debesis, pritemdantis tikrai nebejauną žvaigždę – aptiktas prieš dešimt metų. Dabar tyrėjai detaliai išnagrinėjo kito įvyko, nutikusio prieš pusantrų metų, duomenis ir nustatė, jog aplink tolimą žvaigždę skrieja metalų gausus didelis dujų debesis. Žvaigždė J0705+0612 apie pusantro karto masyvesnė už Saulę ir nutolusi beveik vieną kiloparseką. Jos amžius viršija du milijardus metų, tad jos jokiu būdu neišeina laikyti jauna. 2024 metų rugsėjį ji pritemo apie 40 kartų ir išliko tokios būsenos beveik devynis mėnesius. Toks netikėtas įvykis patraukė daugelio astronomų dėmesį, tad jie atliko stebėjimus keliais teleskopais, aprėpdami elektromagnetinio spektro dalį nuo artimųjų ultravioletinių iki artimųjų infraraudonųjų spindulių. Sujungę naujus stebėjimus su archyviniais J0705+0612 duomenimis, tyrėjai nustatė, kad žvaigždę buvo užtemdęs didžiulis, lėtai judantis dujų ir dulkių debesis. Jie apskaičiavo, kad debesis nutolęs maždaug du milijardus kilometrų nuo žvaigždės, o jo skersmuo siekia apytiksliai 200 milijonų kilometrų. Debesies spektre aptikti įvairių metalų – geležies, kalcio ir natrio – pėdsakai, o detalūs stebėjimai leido nustatyti šių dujų judėjimą trijuose matmenyse. Tai parodė, kad debesis sukasi ne tiesiogiai aplink pagrindinę žvaigždę, o yra gravitaciškai surištas su antriniu objektu, kuris pats skrieja aplink žvaigždę jos planetinės sistemos išorinėje srityje. Nors šio objekto prigimtis lieka nežinoma, jis turi būti pakankamai masyvus, kad galėtų išlaikyti visą debesį. Praktiškai tai reiškia, kad jo masė bent kelis kartus viršija Jupiterio; tai gali būti tiek planeta, tiek rudoji nykštukė ar net ypatingai maža ir blausi žvaigždė. Tai pirmas kartas, kai astronomams pavyko išmatuoti vidinį dujų judėjimą diske, skriejančiame aplink antrinį objektą, tokį kaip planeta ar mažos masės žvaigždė. Tyrėjai taip pat patvirtino, kad žvaigždė anksčiau užtemo 1981 ir 1937 metais. Bendrai objektas skleidžia netikėtai daug infraraudonosios spinduliuotės; tai paprastai siejama su diskais aplink jaunas žvaigždes, tačiau J0705+0612 amžius reikia, kad diskas greičiau yra planetų susidūrimo rezultatas. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astronomical Journal.
***
Masyvių žvaigždžių sprogimai palieka supernovų liekanas – greitai plintančius didžiulius ir energingus debesis. Mažų žvaigždžių mirtys, nors ir ne tokios dramatiškos, irgi sukuria debesis, vadinamus planetiniais ūkais. Šis ūkas atsirado prieš maždaug 20 tūkstančių metų, kai gyvenimą baigė į Saulę panaši 10 milijardų metų amžiaus žvaigždė.
***
Mėlynosios atsilikėlės – dvinarių evoliucijos pasekmė. Įprastai žvaigždžių savybes lemia beveik išimtinai jų masė ir amžius. Kuo žvaigždė masyvesnė, tuo ryškiau ji šviečia ir trumpiau gyvena. Tačiau kartais spiečiuose randamos žvaigždės, kurios švyti mėlyniau ir ryškiau nei kaimynės, tad atrodo daug jaunesnės, nei visas spiečius. Šios „amžinai jaunos“ žvaigždės, vadinamos mėlynosiomis atsilikelėmis (angl. „blue stragglers“, o jų atsilikimas susijęs su judėjimu per tipines raidos stadijas), kelia klausimų daugiau nei 70 metų. Egzistuoja du pagrindiniai modeliai, aiškinantys jų atsiradimą: arba dvi žvaigždės susiduria ir suformuoja vieną, masyvesnę, arba viena žvaigždė gauna medžiagos iš kaimynės dvinarėje sistemoje, tad staiga reikšmingai išauga jos masė, o kartu – ir šviesis. Dabar nauji Hubble teleskopo rezultatai patvirtino pastarąjį modelį ir kartu atskleidė, kad tiek mėlynosios atsilikėlės, tiek visos dvinarės žvaigždės spiečiuose išgyvena ne ten, kur buvo tikėtasi. Tyrimo autoriai išnagrinėjo Hubble darytus 48 kamuolinių žvaigždžių spiečių Paukščių Take ultravioletinių spindulių stebėjimus, surinkdami didžiausią ir pilniausią mėlynųjų atsilikėlių katalogą. Imtis apėmė daugiau nei 3000 šių objektų įvairiausių aplinkos sąlygų spiečiuose – nuo labai negausių iki labai tankių sistemų. Tyrėjai tikėjosi, kad daugiau mėlynųjų atsilikėlių ras tankiausiuose spiečiuose, kur palankiausios sąlygos žvaigždžių susidūrimams. Tačiau realybė pasirodė priešinga: šie objektai dažnesni mažo tankio spiečiuose, kur žvaigždės turi daugiau erdvės ir kur trapios dvinarės sistemos turi daugiau šansų išgyventi. Tokia pati koreliacija aptikta ir nagrinėjant apskritai visas dvinares sistemas: jų irgi daugiau retesniuose spiečiuose. Taigi galima daryti išvadą, kad tankiai suspaustuose spiečiuose dažni artimi žvaigždžių prasilenkimai gali suardyti dvinares prieš joms spėjant sukurti mėlynąją atsilikėlę. O štai ramesnėse aplinkose dvinarės išgyvena ir mėlynosios atsilikėlės gali formuotis. Šie rezultatai pirmą kartą aiškiai parodo ryšį tarp mėlynųjų atsilikėlių populiacijų ir jų aplinkų. Tai patvirtina, kad mėlynosios atsilikėlės yra tiesioginis dvinarių evoliucijos šalutinis padarinys ir pabrėžia, kaip stipriai žvaigždės aplinka gali paveikti jos gyvenimo istoriją. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Communications.
***
Rekordinis dulkėtų galaktikų telkinys. Šiandieninės galaktikos dažniausiai formuoja žvaigždes palyginus ramiai, tačiau ankstyvoje Visatoje kai kur vyko ekstremalūs procesai, kai milžiniški dujų ir dulkių debesys ypatingai sparčiai formavo milžiniškus žvaigždžių spiečius. Tokius procesus galime stebėti tolimuose objektuose, kurių šviesa iki mūsų keliauja daugiau nei 12 milijardų metų, tačiau kyla problema: dulkės stipriai sugeria jaunų žvaigždžių skleidžiamą ultravioletinę ir regimąją šviesą, todėl šie regionai sunkiai aptinkami tiesioginiais stebėjimais. Dabar astronomai pasitelkė milimetrinių bangų stebėjimus ir atskleidė rekordinį dulkėtų žvaigždes formuojančių galaktikų telkinį jaunoje Visatoje. Milimetrinė spinduliuotė atskleidžia dulkių, kurias sušildė jaunos žvaigždės, skleidžiamą šviesą. Naudodami tokius stebėjimus, tyrėjai pajėgė aptikti retesnes dulkėtų galaktikų struktūras jaunoje Visatoje, nei buvo įmanoma anksčiau. Surinktuose duomenyse komanda identifikavo aštuonias ryškias dulkėtas žvaigždes formuojančias galaktikas maždaug milijardo metų amžiaus Visatoje. Penkių jų priklausomybė ypatingai didžiulei struktūrai patvirtinta spektroskopiškai, dar trijų – kiek mažiau patikimais fotometriniais matavimais. Šios galaktikos yra masyvios (vidutinė žvaigždžių masė – 90 milijardų Saulės masių) ir turi daug dulkių, kurių spinduliuotė rodo ten vykstant ekstremalų, nors ir trumpalaikį žvaigždėdaros pliūpsnį. Jos formuoja žvaigždes vidutiniškai 590 Saulės masių per metus sparta – tai kelis šimtus kartų daugiau, nei Paukščių Takas, kuriame žvaigždžių net daugiau. Žvaigždėdaros sparta viršija ir vidutinę to laikotarpio spartą. Šešios šių galaktikų yra tankesniuose dujų siūluose; likusios dvi galimai žymi naujas struktūras, kurias reikės patvirtinti spektroskopiškai. Didelė žvaigždėdaros sparta, efektyvi dujų konversija į žvaigždes – jomis virsta daugiau nei penktadalis dujų, kai šiandieninėse galaktikose šis parametras nesiekia 10%, – dideli dujų rezervuarai ir dulkių kiekis rodo sparčią galaktikų raidą ir greičiausiai artėjantį staigų žvaigždėdaros sustabdymą. Šie rezultatai rodo, kad tam tikrose ankstyvos Visatos vietose galaktikos gali formuoti žvaigždes ypatingai efektyviai ir vystytis sparčiai – daug labiau, nei prognozuoja dabartiniai teoriniai ir skaitmeniniai modeliai. Tyrimo rezultatai publikuojami Astronomy & Astrophysics, viešai prieinamą versiją rasite arXiv.
***.
Supermasyviųjų juodųjų skylių greitasis augimas. Jau daugiau nei dešimtmetį žinome, kad mažiau nei milijardo metų amžiaus Visatoje egzistavo supermasyvių juodųjų skylių, masyvesnių nei milijardas Saulių. James Webb teleskopo stebėjimai atskleidė supermasyvias juodąsias skyles, masyvesnes už milijoną Saulių, kurios egzistavo Visatai esant mažiau nei 600 milijonų metų. Abu faktai kelia rimtų iššūkių esamiems ankstyvojo juodųjų skylių formavimosi ir augimo modeliams. Kaip juodosios skylės tapo tokios masyvios taip greitai? Hipotezių keliama įvairių, o dabar mokslininkai pateikė tvirtų įrodymų, pagrindžiančių vieną iš jų: ypatingai spartaus pirmųjų juodųjų skylių augimo. Naudodami pažangius ypatingai aukštos skyros skaitmeninius modelius, tyrėjai parodė, kad chaotiškos sąlygos, egzistavusios ankstyvoje Visatoje, paskatino pirmąsias, žvaigždinės masės juodąsias skyles augti į supermasyviąsias. Tanki, dujomis turtinga aplinka ankstyvose galaktikose sudarė sąlygas trumpiems super-Eddingtono akrecijos pliūpsniams. Taip vadinamas medžiagos kritimas į juodąją skylę, kai išspinduliuojamų fotonų slėgis nesugeba ar nespėja pasipriešinti gravitacijai ir pristabdyti medžiagos srauto. Dauguma modelyje atsiradusių žvaigždžinių juodųjų skylių augo gana trumpais intervalais, tačiau kiekvieno intervalo metu juodosios skylės masė galėjo išaugti nuo mažiau nei šimto iki kelių ar net keliolikos tūkstančių Saulės masių. Nors tai dar gerokai mažiau, nei stebimos masės, modeliuojami procesai vyko keliais šimtais milijonų metų anksčiau, Visatai esant 100-300 milijonų metų amžiaus. Vėlesniais laikais 10 tūkstančių Saulės masių juodosios skylės galėtų iki milijoninių ar milijardinių masių užaugti ir ramesniu, tolygesniu augimu. Iki šiol astronomai manė, kad supermasyvių juodųjų skylių kilmei reikalingi vadinami „sunkieji pradmenys“ – juodosios skylės, kurios iškart susiformavo bent 10 tūkstančių kartų masyvesnės už Saulę. Naujieji rezultatai rodo, kad tokie „pradmenys“ gali užaugti be egzotiškų procesų, tiesiog dujoms efektyviai krentant į juodąsias skyles, atsiradusias po pirmųjų žvaigždžių sprogimų. Taip pat jie leidžia prognozuoti, kad ankstyvoji Visata turėtų turėti daug daugiau supermasyvių juodųjų skylių, nei tikėtasi iki šiol. Šie rezultatai bus svarbūs tiek James Webb teleskopo stebėjimų interpretavimui, tiek būsimoms gravitacinių bangų paieškoms su kosminiu detektoriumi LISA, kurio paleidimas planuojamas 2035 metais. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Astronomy.
***
Štai tokios naujienos iš praėjusios savaitės. Kaip įprastai, laukiu jūsų klausimų ir komentarų.
Laiqualasse