Kiekvienas paviršius ar apvalkalas kosmose slepia ką nors įdomaus, o išsiveržimai padeda tai pamatyti. Štai kad ir Venera bei Marsas, kur bent jau netolimoje praeityje vyko ugnikalnių išsiveržimai. Veneroje radome dar vieną jų įrodymą – lavos tunelį, o Marse – užuominų, jog net ir palyginus neseniai skysta magma ten buvo pasiskirsčiusi įvairiuose rezervuaruose su skirtinga chemine sudėtimi. Spinduliuotė, besiveržianti iš mirštančios žvaigždės, padėjo aptikti netikėtą mirties procesą – kolapsą į juodąją skylę be supernovos sprogimo. O kitas išsiveržimas – neįprastas potvyninio suardymo įvykis – rodo scenarijų, kur juodoji skylė suplėšė ne įprastą žvaigždę, o baltąją nykštukę. Kitose naujienose – mikrobais paremtos asteroidų kasybos bandymai, Titano kilmės modelis ir labai greitai žvaigždes formuojantis galaktikų spiečius jaunoje Visatoje. Gero skaitymo!

***

Mikrobai kas asteroidų metalus? Jei žmonija ketina tyrinėti gilųjį kosmosą, o gal net ten apsigyventi, vietinių išteklių gavyba bus nepamainomai svarbi veikla. Atgabenti resursus iš Žemės yra brangu, todėl dažnai nepraktiška; pasigaminti jų iš kosmose esančių kūnų – planetų, palydovų ar asteroidų – būtų puiki alternatyva. Deja, kol kas tam reikalingos technologijos yra labai primityvios. Visgi viena jų rūšis vystoma vis daugiau: bioišgavimas, arba mikroorganizmais paremta naudingųjų išteklių gavyba. Bakterijos ir grybai gali išgauti svarbius mineralus iš uolienų Žemėje, tad greičiausiai panašiai galėtų funkcionuoti ir mikrogravitacijos sąlygomis. Dabar mokslininkai ištyrė, kaip įvairūs mikrobai išgauna platinos grupės elementus iš meteorito mikrogravitacijoje, Tarptautinėje kosminėje stotyje. BioAsteroid projekte panaudotos bakterijos Sphingomonas desiccabilis ir grybai Penicillium simplicissimum, siekiant nustatyti, kurie cheminiai elementai gali būti išgauti iš asteroidų, vadinamų L-chondritais, medžiagos. Asteroido medžiaga atgabenta iš Žemės kelių meteoritų pavidalu. Šie mikrobai yra perspektyvūs išteklių gavybos įrankiai, nes jie gamina karboksilines rūgštis – anglies pagrindo molekules, kurios gali prisijungti prie mineralų ir paskatinti jų išsiskyrimą. Analogiški eksperimentai atlikti tiek TKS, tiek laboratorijoje Žemėje, mineralų išgavimas palygintas su cheminiais metodais, kurie nereikalauja gyvų organizmų. Bakterijų poveikis nepasirodė labai stiprus, tačiau grybai labai sėkmingai išgavo paladį, platiną ir kai kuriuos kitus elementus. Daugelio elementų išgavimas nebiologiniu išskalavimu mikrogravitacijoje buvo mažiau efektyvus nei Žemėje, tuo tarpu mikrobų poveikis abiejose aplinkose buvo panašus. Tokiais atvejais mikrobai nepagerina pačios gavybos, bet išlaiko jos lygį stabilų, nepriklausomai nuo gravitacijos sąlygų. Mikrobų metabolizmo analizė parodė, kad P. simplicissimum mikrogravitacijoje ėmė gaminti daugiau karboksilinių rūgščių ir kitų molekulių, kurios gali būti naudingos ne tik bioišgavimui, bet ir farmacijos pramonei. Taigi mikroorganizmai gali duoti naudos ir Žemėje, pavyzdžiui pagerinant biokasybą iš ištekliais skurdžių aplinkų ar išeikvotų kasyklų, arba padedant kurti tvarias biotechnologijas žiedinei ekonomikai. Tyrėjai pabrėžia, kad nors biotechnologijų bendruomenė nori sužinoti tikslų mikrogravitacijos poveikį mikroorganizmams, artimiausioje ateityje to turbūt nepavyks pasiekti – tiesiog per daug kintamųjų. Visi rezultatai stipriai priklauso nuo mikrobų rūšies, kosmoso sąlygų ir naudojamo metodo. Visgi gausesni tyrimai, panašūs į šiuos, leis susidaryti aiškesnį vaizdą apie galimą mikrobų naudą įvairiausiems procesams. Tyrimo rezultatai publikuojami npj Microgravity.

***

Lavos tunelis Veneroje. Vulkanizmas nėra unikalus Žemės reiškinys; bent jau Jupiterio palydove Ijo irgi veržiasi ugnikalniai, taip pat vulkaninės veiklos pėdsakų rasta Marse ir Mėnulyje. Vienas iš tokių pėdsakų yra lavos tuneliai, kuriuos suformavo po paviršiumi tekėję magmos srautai. Dabar astronomai pirmą kartą parodė tuščio lavos tunelio egzistavimą Veneroje – planetoje, kurios paviršių didele dalimi formavo vulkaniniai procesai ir kur ugnikalnių gali būti ir šiandien. Šulinys, atveriantis tunelį į paviršių, identifikuotas analizuojant radaro duomenis. Tarp 1990 ir 1992 metų NASA Magellan zondas, naudodamas sintetinės apertūros radarą, sudarė Veneros paviršiaus žemėlapį. Tai buvo vienintelis būdas pažvelgti pro tankią atmosferą, gaubiančią visą planetą. Tyrėjai panaudojo Magellan nuotraukas, kuriose matomos lokalizuotos paviršiaus įgriuvos, ir išnagrinėjo jas naudodami analizės techniką, sukurtą būtent aptikti ir apibūdinti požeminius kanalus netoli šulinių. Taip jie aptiko didelį požeminį kanalą Niuktės kalno regione vidurinėse šiaurės pusrutulio platumose. Atsivėrusios angos skersmuo siekia apie kilometą, stogo storis iki tunelio pradžios – bent 150 metrų, o tunelio gylis – bent 375 metrai. Tunelis po stogo kraštais tęsiasi bent 300 metrų, o greičiausiai daug toliau. Venerai būdingos fizinės ir atmosferos savybės galėtų palengvinti lavos tunelių formavimąsi: mažesnė gravitacija ir tankesnė atmosfera nei Žemės palengvintų greitą storos izoliuojančios plutos susidarymą iš karto po lavos srauto išsiveržimo į paviršių. Identifikuotas tunelis atrodo platesnis ir aukštesnis nei matomi Žemėje ar prognozuojami Marse, jo dydis prilygsta didžiausioms Mėnulio tunelių prognozėms ir stebėjimų duomenims. Tokios savybės dera su tuo, kad Veneroje matomi lavos išgraužti kanalai irgi yra didesni ir ilgesni nei stebimi kitose planetose. Turimi duomenys leidžia, supančio reljefo morfologijos ir aukščio analizė bei kitų panašių duobių egzistavimas leidžia kelti hipotezę, kad požeminiai tuneliai Niuktės kalno apylinkėse gali tęstis bent 45 kilometrus. Mūsų žinios apie Venerą vis dar ribotos, iki šiol niekada neturėjome galimybės tiesiogiai stebėti procesų, vykstančių po Žemės dvynės planetos paviršiumi. Lavos tunelio aptikimas patvirtina ilgametes hipotezes apie tokių darinių egzistavimą, o tolesni jo tyrimai atskleis ir Veneros praeities įvykius. Norint patikrinti hipotezę apie galimą tunelio ilgį ir identifikuoti jų daugiau, reikės naujų aukštesnės raiškos vaizdų ir duomenų, gautų radaro signalais, galinčiais prasiskverbti pro paviršių. Taigi šio tyrimo rezultatai yra labai svarbūs planuojant būsimas misijas į Venerą, tokias kaip ESA Envision ir NASA Veritas. Abu erdvėlaiviai turės radarus, galinčius užfiksuoti aukštesnės raiškos vaizdus. Juos naudodami mokslininkai galės išsamiau studijuoti palyginus mažas paviršiaus duobutes. Be to, Envision turės ir skvarbų radarą, leisiantį tyrinėti Veneros požemį iki kelių šimtų metrų gylio; taip galimai pavyks aptikti tunelius net nesant paviršiaus angų. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Communications.

***

Sudėtinga Marso ugnikalnių istorija. Marso paviršiuje gausu vulkaninių darinių – pavyzdžiui sustingusių lavos plynių ir senų ugnikalnių. Tarp pastarųjų yra ir didžiausi Saulės sistemoje žinomi ugnikalniai. Ilgą laiką buvo manoma, kad jauniausios Marso lavos, pasklidusios per pastaruosius kelis milijonus metų, išsiliejo trumpų, vienkartinių išsiveržimų metu. Dabar tarptautinė mokslininkų grupė, tyrusi vulkaninę sistemą į pietus nuo Povo kalno (angl. Pavonis Mons) – vieno didžiausių Marso ugnikalnių, – atskleidė kur kas sudėtingesnį vaizdą. Povo kalnas kartu su gretimais Askrėjos ir Arsijos kalnais sudaro vadinamąją Tarsidės ugnikalnių provinciją, kurioje greičiausiai vyko paskutiniai ugnikalnių išsiveržimai Marse. Tyrėjai sudarė detalius paviršiaus formų marsalapius ir išnagrinėjo iš orbitos darytas spektroskopines nuotraukas, kuriose atsiskleidė mineralinė paviršiaus sudėtis. Taip jie nustatė, kad Povo kalnas išsiveržė ne vieną kartą, o perėjo bent kelis etapus. Ankstyvųjų išsiveržimų metu lava tekėjo iš ilgų plyšių, o vėliau formavosi kūginis kalnas su pirštų formos lavos srautais. Dar svarbesnis rezultatas – skirtingų etapų lava turi aiškiai skirtingą mineralinę sudėtį. Senesnė turtinga olivinu – tai rodo, kad magma kilo tiesiai iš mantijos ar apatinės plutos. Tuo tarpu jaunesnėje dominuoja kalcio piroksenai, būdingi labiau pakitusiai magmai, kuri kaupėsi ir kristalizavosi plutoje. Nors abu lavos tipai kyla iš tos pačios požeminės magminės sistemos, mineraliniai skirtumai rodo, kad magma laikui bėgant diferencijavosi – kaupėsi tarpiniuose rezervuaruose, jungėsi su aplinkinėmis uolienomis ir dalimis kristalizavosi. Tai reiškia, kad net ir vėlyvojoje Marso istorijoje, vadinamajame Amazonijos periode, popaviršinės magminės sistemos išliko aktyvios ir sudėtingos – panašiai kaip Žemėje. Kadangi tiesiogiai paimti Marso uolienų mėginių kol kas neįmanoma, tokia orbitinių stebėjimų analizė yra vienas svarbiausių būdų suprasti planetos gelmes. Tyrimo rezultatai publikuojami žurnale Geology.

***

Titano kilmė – palydovų susidūrimas. Saturno žiedai yra geologiškai jauni – jiems vos apie 100 milijonų metų, nors pati planeta, kaip ir visa Saulės sistema, susiformavo prieš 4,5 milijardo. Kaip ir kodėl jie atsirado, išlieka atviras klausimas. Greičiausiai jie yra kelių palydovų susidūrimo nuolaužos, bet kas lėmė patį susidūrimą? Panašių neaiškumų kelia ir Titanas – didžiausias Saturno palydovas, kurio orbita sparčiai kinta, tarsi neseniai būtų stipriai sutrikdyta. Dabar astronomai pateikė modelį, kuris susieja abu reiškinius viena įvykių grandine. Pagrindinė scenarijaus vinis – potvyninos Titano orbitos plėtimasis: dėl potvynių, kuriuos kelia Saturno viduje, Titanas nuolat tolsta nuo planetos, panašiai kaip Mėnulis nuo Žemės. Skaičiavimai parodė, kad ši plėtra destabilizavo vidinius Saturno palydovus. Vienas jų, pavadintas Proto-Hiperionu, galiausiai netgi susidūrė su Titanu ir susiliejo su juo. Dalis tokio susidūrimo nuolaužų liko Titano orbitoje ir suformavo dabartinį Hiperioną – mažą, netaisyklingos formos palydovą, kurio orbita sinchronizuota su Titano. Priešingu atveju – jei Hiperionas būtų egzistavęs seniau – Titano migracija greičiausiai jį būtų kaip tik išmetusi iš sistemos. Prieš susidūrimą Proto-Hiperiono gravitacija spėjo pakreipti tolimo palydovo Japeto orbitą – tai paaiškina dar vieną seną Saturno sistemos mįslę. Susidūrimas taip pat padidino Titano orbitos elipsiškumą, o tai per orbitinius rezonansus ėmė klibinti arčiau Saturno esančius mažuosius palydovus ir galiausiai sukėlė jų tarpusavio susidūrimus, kurių nuolaužos suformavo žiedus. Paties Titano paviršius dėl susidūrimo atjaunėjo – tai paaiškina, kodėl palydove beveik nėra kraterių. Dalis susidūrimo išmestos medžiagos galėjo suformuoti ir Titano atmosferą. Šį išsamų modelį 2034 metais galėtų patikrinti NASA zondas Dragonfly. Šis sparnuotas zondas tyrinės Titano geologiją ir galbūt ras pėdsakų, rodančių, kad palydovo paviršių performavo milžiniškas susidūrimas. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Pusiau išvirkščia planetų sistema. Saulės sistemoje uolinės planetos – nuo Merkurijaus iki Marso – yra arčiau Saulės, o dujinės ir ledinės milžinės – toliau. Tokia tvarka atspindi sistemos formavimosi sąlygas: arti žvaigždės spinduliuotė greičiau išgarino ir nupūtė protoplanetinio disko dujas, tad formuotis galėjo tik uoliniai kūnai, o toliau esančiame vėsesniame regione planetos formavosi ir iš ledo luitų, prisitraukė ir išlaikė dujas. Panašus išsidėstymas – uolinės arčiau, dujinės toliau – būdingas ir daugumai iki šiol atrastų egzoplanetų sistemų. Bet dabar astronomai, stebėdami mažą raudonąją nykštukę LHS 1903, atrado sistemą, kuri šį modelį apverčia aukštyn kojomis. Sistemoje aptiktos keturios planetos, kurių orbitų periodai svyruoja nuo 2,2 iki 29,3 dienos. Artimiausia žvaigždei planeta yra uolinė, dvi tolesnės turi išsipūtusias dujines atmosferas – kol kas viskas kaip tikėtasi. Tačiau ketvirtoji, tolimiausia planeta, aptikta ESA teleskopu CHEOPS, pasirodė esanti vėl uolinė, be jokio dujinio apvalkalo. Tokia seka – uola, dujos, dujos, uola – planetinėse sistemose anksčiau praktiškai nebuvo užfiksuota. Tyrėjai patikrino kelis galimus konfigūracijos atsiradimo scenarijus ir vieną po kito juo atmetė. Pavyzdžiui, planetos negalėjo susikeisti vietomis, o tolimoji planeta negalėjo prarasti atmosferos dėl susidūrimo. Tačiau jie rado kitą galimą paaiškinimą: keturios planetos susiformavo ne vienu metu, o iš eilės, nuo vidinės iki išorinės. Tai reiškia, kad kiekviena planeta sutraukdavo aplinkinę medžiagą dar iki pradedant formuotis tolimesnėms. Kol prasidėjo ketvirtosios planetos augimas, dujų diske greičiausiai jau buvo beveik nelikę, todėl planeta tegalėjo būti uolinė. Tai pirmas žinomas pavyzdys, kai planeta galėjo susiformuoti išorinėje protoplanetinio disko dalyje, jau netekusioje dujų. Taigi reikės peržiūrėti planetų formavimosi modelius, kurie paprastai remiasi prielaida, kad visos sistemos planetos susidaro maždaug tuo pačiu metu. Tyrimo rezultatai publikuojami žurnale Science.

***

Cheminė gyvybingumo zona. Kad gyvybė galėtų išsivystyti planetoje, reikia pakankamo tam tikrų cheminių elementų kiekio. Anglis, fosforas ir azotas yra esminiai – bent jau į žemišką panašiai gyvybei, tačiau greičiausiai ir kitokiai, mat jie dalyvauja daugybėje cheminių reakcijų. Fosforas svarbus formuojant DNR ir RNR, kurie saugo ir perduoda genetinę informaciją, taip pat ląstelių energijos balansui. Azotas yra esminis baltymų, reikalingų ląstelių formavimuisi, struktūrai ir funkcijoms, komponentas. Anglis aktuali absoliučiai visai organinei chemijai. Anglies kosmose gana daug visur, greičiausiai jos nemažai rasime ir uolinėse planetose. O štai su fosforu or azotu situacija sudėtingesnė. Naujame tyrime astronomai parodė, kad fosforo ir azoto kiekį planetos paviršiuje lemia sąlygos dar planetos formavimosi metu, o ypatingai svarbus veiksnys yra deguonies kiekis. Planetos formuojasi iš išsilydžiusių uolienų, kurios išsiskirsto: sunkieji metalai, tokie kaip geležis, skęsta žemyn ir formuoja branduolį, o lengvesnieji metalai ir kiti elementai formuoja mantiją ir, vėliau, plutą. Jei branduolio formavimosi metu planetos sudėtyje per mažai deguonies, fosforas susijungia su sunkiaisiais metalais ir nuskęsta į branduolį, todėl paviršiuje jo nelieka. Kita vertus, per daug deguonies leidžia fosforui likti mantijoje, tačiau tada azotas gali lengvai pabėgti į atmosferą ir galiausiai – į kosmosą. Tyrimo autoriai skaitmeniniais modeliais parodė, kad tik išskirtinai siaurame vidutinio lygio deguonies sąlygų diapazone ir fosforo, ir azoto mantijoje lieka pakankamai. Šį diapazoną jie pavadino chemine Auksaplaukės (angl. Goldilocks) zona, analogiškai gyvybinės zonos aplink žvaigždę, kurioje esančios planetos gali išlaikyti skystą vandenį, pavadinimui. Žemė patenka tiksliai į šią zoną, o štai Marsas – ne. Modeliai aiškiai rodo, kad jei Žemė būtų turėjusi daugiau ar mažiau deguonies branduolio formavimosi metu, nebūtų pakakę fosforo ar azoto gyvybės vystymuisi. Šie rezultatai padės patobulinti metodus, kaip mokslininkai ieško gyvybės kitur Visatoje. Iki šiol dėmesys buvo daugiausiai sutelktas į tai, ar planeta turi vandens, tačiau, anot tyrėjų, to gerokai per mažai – deguonies kiekis, prieinamas planetos formavimosi metu, gali reikšti, kad daugelis planetų yra chemiškai netinkamos gyvybei nuo pat pradžių, net jei turi vandens ir kitas, atrodytų, gyvybei tinkamas sąlygas. Šios cheminės gyvybės sąlygos gali būti įvertintos netiesiogiai, detaliai stebint egzoplanetų motinines žvaigždes.  Deguonies kiekis, buvęs planetinėje sistemoje formavimosi metu, priklauso nuo žvaigždės cheminės sudėties, nes planetos formavosi daugiausia iš tos pačios medžiagos kaip ir žvaigždė. Taigi planetinės sistemos, kurios labai skiriasi nuo mūsiškės savo chemine sudėtimi, greičiausiai nėra geros vietos ieškoti nežemiškos gyvybės. Tai leis apriboti taikinių detalioms gyvybės paieškoms pasirinkimą. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Astronomy.

***

Gyvybė planetos-vienišės mėnulyje? Saulės sistemoje skysto vandens paviršiuje turi tik Žemė, o keliuose palydovuose – Jupiterio Europoje, Saturno Encelade – jis slypi po storu ledo sluoksniu. Abiem atvejais šilumą tiesiogiai ar netiesiogiai teikia Saulė arba potvyninės jėgos, kylančios dėl palydovo ir planetos sąveikos. Tačiau Galaktikoje klajoja ir vadinamosios planetos-vienišės – iš savo žvaigždžių sistemų išmestos planetos, kurių gali būti tiek pat, kiek žvaigždžių. Kai kurios jų beveik neabejotinai turi palydovų, galbūt net Žemės dydžio ar didesnius. Dabar mokslininkai apskaičiavo, kad tokių palydovų paviršiuje gali egzistuoti skystas vanduo, nepaisant to, kad jokia žvaigždė jų neapšviečia. Skaičiavimų esmė – tinkamas vandenilio atmosfera ir potvyninių jėgų kuriamos šilumos įtraukimas. Palydovo orbita aplink planetą-vienišę, tikėtina, išsitemptų į gana pailgą planetos išmetimo metu. Taigi potvyninės jėgos nuolat kaitina palydovo gelmes. Laikui bėgant, palydovo orbita tampa vis labiau apskritiminė, o šiluma pabėga, tačiau ją gali sulaikyti stora atmosfera. Ankstesni modeliai bandė šilumą sulaikyti naudodami anglies dioksidą, tačiau aukštame slėgyje CO₂ kondensuojasi ir atmosfera iškristų sniegu ant palydovo paviršiaus. Vandenilis tokio trūkumo neturi – jis lieka dujinės būsenos net prie itin žemų temperatūrų. Esant dideliam slėgiui vandenilio molekulės, susidurdamos tarpusavyje, trumpam sudaro pailgus, arba dipolinius, junginius ir ima sugerti infraraudonąją spinduliuotę. Toks reiškinys vadinamas susidūrimų sukeliama absorbcija, kuri paverčia atmosferą efektyviu šiltnamiu. Skaitmeniniai modeliai parodė, kad atmosferos slėgiui esant lygiam Žemės paviršiaus sąlygoms skystas vanduo paviršiuje galėtų išsilaikyti iki 95 milijonų metų, o esant šimtą kartų storesnei atmosferai – iki 4,3 milijardo metų, t. y. maždaug tiek, kiek gyvuoja pati Žemė. Yra ir dar viena intriguojanti detalė: stiprūs potvyniai tokiame palydove sukeltų globalius vandens lygio svyravimus, kurie pakaitomis drėkintų ir džiovintų paviršių. Būtent tokios sąlygos, kaip manoma, palankios RNR molekulių susidarymui, kuris galėjo būti vienas pirmųjų žingsnių gyvybės Žemėje link. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Kai kurie kosminiai ūkai pavadinti įvairiais vietovardžiais. Pavyzdžiui, egzistuoja Šiaurės Amerikos ūkas ir Kalifornijos ūkas. Deja, Lietuvos ūko neturime, tačiau Vasario 16-osios proga paieškojau ūko nuotraukos, kurios spalvos būtų kuo labiau geltona, žalia ir raudona. Radau šį. Na, taip, jis labiau tiktų Šv. Patriko dienai, nes jame dominuoja šiltos dulkės, kurių spinduliuotė čia nuspalvinta žaliai. Raudonas debesis susideda iš šaltesnių dulkių, o jo centre esanti žvaigždė skleidžia didžiąją dalį visą ūką apšviečiančios spinduliuotės. Geltonas regionas – tankesnių dujų ir dulkių telkinys.

***

Žvaigždė susitraukė į juodąją skylę. Kai masyvi žvaigždė baigia gyvenimą, ji sprogsta supernova. Toks scenarijus – visiškai vadovėlinis, tačiau ne visiškai teisingas, mat kartais būna ir kitaip. Dabar astronomai pirmą kartą užfiksavo mirštančią žvaigždę, kuri nesugebėjo sprogti supernova ir visa kolapsavo į juodąją skylę. Tyrėjai išanalizavo žvaigždės M31-2014-DS1, esančios Andromedos galaktikoje, stebėjimus NASA NEOWISE infraraudonųjų spindulių teleskopu ir kitais antžeminiais ir kosminiais teleskopais 2005-2023 metų laikotarpiu. Jie nustatė, kad žvaigždės infraraudonoji spinduliuotė pradėjo ryškėti 2014 metais, o tada 2016-aisiais vos per metus žvaigždė išblėso iki mažesnio nei pradinis šviesio. Stebėjimai 2022 ir 2023 metais parodė, kad žvaigždė iš esmės išnyko – tapo bent 10 tūkstančių kartų blausesnė – regimųjų ir artimų infraraudonųjų spindulių diapazone. Ji dabar aptinkama tik vidurinių infraraudonųjų spindulių ruože, bet ir ten šviečia dešimt kartų blausiau nei anksčiau. Lygindami šiuos stebėjimus su teorinėmis prognozėmis, tyrėjai padarė išvadą, kad dramatiškas žvaigždės išblėsimas yra stiprus įrodymas, kad jos branduolys kolapsavo ir tapo juodąja skyle. Didžiąją žvaigždės gyvenimo dalį jos gravitacinę trauką atsveria slėgis, kuriamas termobranduolinių reakcijų, kai branduolyje vandenilis jungiasi į helį. Kai masyvioje žvaigždėje ima baigtis vandenilio kuras, balansas sutrinka ir žvaigždė išsipučia į milžinę, o vėliau, po kelių išsipūtimų ir susitraukimų, jos centras susitraukia į neutroninę žvaigždę arba juodąją skylę. Susitraukdamas jis išmeta galingą neutrinų srautą, kuris gali generuoti galingą smūginę bangą, suplėšyti išorinius sluoksnius ir išmesti juos į šalis – tą ir vadiname supernovos sprogimu. Visgi kartais neutrinų kuriamos smūginės bangos nepakanka, kad išoriniai sluoksniai būtų visai išdraskomi į šalis. Teoriniai modeliai prognozuoja, kad tuomet didžioji dalis žvaigždinės medžiagos nukrenta atgal ant branduolio, paversdama neutroninę žvaigždę juodąja skyle arba išaugindama jau egzistuojančią juodąją skylę. Naujieji stebėjimai yra pilniausias kada nors užfiksuotas žvaigždės virsmo juodąja skyle vaizdas, padėsiantis patobulinti teorinius proceso modelius. Infraraudonasis paryškėjimas greičiausiai nutiko dėl to, kad išoriniai žvaigždės sluoksniai šiek tiek išsipūtė ir atvėso bei suformavo dulkių apvalkalą, kurios įkaito ir ėmė skleisti daug infraraudonųjų spindulių. Šis užsitęsęs raudonas švytėjimas turėtų būti matomas dar dešimtmečius po to, kai pati žvaigždė išnyksta. Tyrimo rezultatai publikuojami Science.

***

Juodoji skylė suplėšė baltąją nykštukę. Žvaigždės, priartėjusios pernelyg arti prie supermasyvių juodųjų skylių, gali būti suplėšomos stiprių potvynio jėgų. Dalis jų medžiagos išmetama į šalis, o kita įkrenta į skylę ir sukelia elektromagnetinį žybsnį. Iki šiol stebėta daugiau nei 100 tokių potvyninio suardymo įvykių, bet visi jie buvo gana panašūs: suardoma įprasta, arba pagrindinės sekos, žvaigždė, o žybsnis trunka bent kelis metus. Baltosios nykštukės yra dažniausiai pasitaikančios kompaktiškos žvaigždžių liekanos. Jos milijoną kartų tankesnės, todėl ir atspares­nės suardymui, nei pagrindinės sekos žvaigždės. Kiek neintuityviai tai reiškia, kad jas suardyti gali tik tarpinės masės juodosios skylės, kurių masės siekia nuo šimto iki šimto tūkstančių Saulės masių. Baltųjų nykštukių suardymo įvykiai turėtų generuoti galingesnius ir trumpesnės trukmės žybsnius, tačiau jų įrodymų iki šiol nebuvo aptikta. Iki šiol; praeitą savaitę paskelbta, jog kosminiu teleskopu Einstein Probe pernai liepos 2 dieną aptiktas ypatingai ryškus rentgeno šaltinis, kurio šviesis sparčiai kito. Atradimas padarytas plataus lauko stebėjimų prietaisu, kuriuo skenuojant dangų aptiktas trumpalaikis stipriai kintantis rentgeno šaltinis, pagal datą įvardintas kaip EP250702a. Beveik tuo pačiu metu NASA Fermi gama spindulių kosminis teleskopas užfiksavo gama spindulių blyksnių seriją iš tos pačios dangaus srities. Išskirtinės blyksnių savybės paskatino staigiai į tą pusę nukreipti keletą teleskopų visame pasaulyje ir kosmose. Netrukus paaiškėjo, kad Einstein Probe jau buvo aptikęs nuolatinę rentgeno spinduliuotę iš tiksliai tos vietos maždaug dieną prieš prasidedant gama spindulių blyksėjimui. Maždaug po 15 valandų nuo pradinio signalo šaltinyje prasidėjo intensyvių rentgeno žybsnių serija, kurios maksimalus šviesis viršijo 3×10⁴⁹ erg s⁻¹ – keliasdešimt kartų daugiau, nei ryškiausi kvazarai. Taigi EP250702a buvo vienas ryškiausių trumpalaikių žybsnių, kada nors stebėtų Visatoje. Kitų teleskopų stebėjimai padėjo lokalizuoti žybsnio vietą – jis įvyko tolimos galaktikos pakraštyje. Per maždaug 20 dienų jo šviesis sumažėjo daugiau nei šimtą tūkstančių kartų, o rentgeno spektre ėmė dominuoti žemesnės energijos spinduliai. Apibendrinant, EP250702a pasižymėjo neįprastais bruožais, kurių esami modeliai negali paaiškinti: jo rentgeno emisija pasirodė prieš gama spindulių blyksnius, buvo nepaprastai ryški, kito neįtikėtinai sparčiai ir viskas vyko galaktikos pakraštyje, o ne centre, priešingai nei būdinga žinomiems aukštos energijos trumpalaikiams kosminiams įvykiams. Įvertinę daugelį hipotezių, tyrėjai išskyrė vieną paaiškinimą: tarpinės masės juodoji skylė, suplėšiusi baltąją nykštukę, galėjo sukurti stebėtą įvykį. Skaitmeniniais modeliais tyrėjai parodė, kad tarpinės masės juodosios skylės potvyninės jėgos, veikdamos ekstremalaus tankio baltosios nykštukės medžiagą, gali sukurti čiurkšles, kurių energija ir raidos laiko skalė gerai dera su stebėjimų duomenimis. Dar vėliau nusistovėjo maždaug pastovus žemos energijos rentgeno spinduliuotės šviesis – tą gali paaiškinti medžiagos akrecija į juodąją skylę iš disko, susiformavusio iš suardytos nykštukės medžiagos. Jei tolesni stebėjimai patvirtins šią interpretaciją, tai bus tvirčiausias tarpinės masės juodosios skylės egzistavimo įrodymas. Tokie, nors ir reti, potvyniniai suardymai padės atskleisti šios seniai ieškomos populiacijos savybes. Tai, savo ruožtu, leistų išsiaiškinti, kaip juodosios skylės auga, kokia galutinė kompaktiškų žvaigždžių liekanų baigtis ir atvertų naują daugybinių informacijos šaltinių astronomijos sritį. Tyrimo rezultatai publikuojami Science Bulletin.

***

Ar gali žvaigždžių spiečių struktūra parodyti protingos galingos nežemiškos civilizacijos egzistavimą? Apie tokią egzotišką hipotezę pasakoja John Michael Godier:

***

Akimirksniu susiformuojančios milžiniškos galaktikos. Didelės elipsinės galaktikos yra vieni masyviausių objektų Visatoje – jose telpa šimtai milijardų ar net trilijonai žvaigždžių, tačiau beveik nebevyksta naujų žvaigždžių formavimasis. Astronomams jau du dešimtmečius kelia galvosūkį faktas, kad tokios galaktikos egzistavo praėjus mažiau nei dviem milijardams metų po Didžiojo Sprogimo. Per tokį santykinai trumpą laiką jos, atrodytų, negalėjo suspėti susiformuoti įprastu būdu, pamažu jungiantis mažesnėms galaktikoms. Dabar astronomai, stebėdami protogalaktikų spiečių SPT2349-56, kuris egzistavo vos 1,4 milijardo metų po Didžiojo Sprogimo, rado galimą atsakymą – ekstremalios sąlygos gali paskatinti daugybę kartų spartesnį galaktikų jungimąsi ir virsmą. ALMA submilimetrinių bangų teleskopo duomenys atskleidė, kad spiečiaus centre keturios glaudžiai sąveikaujančios galaktikos formuoja žvaigždes neregėtu tempu – maždaug 13 tūkstančių žvaigždžių per metus, arba vieną kas 40 minučių. Palyginimui, Paukščių Take per metus susidaro vos trys ar keturios žvaigždės. Susidūrimai tarp galaktikų išmeta milžiniškas potvynines dujų ir žvaigždžių čiurkšles, kurios apima plotą, didesnį nei Paukščių Takas, ir juda apie 300 km/s greičiu, o bendra jų masė siekia kone devynis milijardus Saulės masių. Šios čiurkšlės ryškiai šviečia submilimetrinių bangų ruože, nes smūginės bangos kaitina ir jonizuoja anglį, ir fragmentuojasi į atskirus kamuolius, primenančius karoliukus ant siūlo. Tyrėjai nustatė, kad šie potvyniniai likučiai driekias iki dar 20 susiliejimo stadijoje esančių galaktikų spiečiaus pakraščiuose. Tai rodo, kad visas spiečius jungiasi į vieną darinį grandininiu procesu. Per artimiausius 300 milijonų metų – kosmiškai trumpą akimirką – dauguma iš 40 dujomis turtingų spiečiaus centro galaktikų susilies į vieną milžinišką junginį, kuris susimaišęs nusistovės į elipsinę galaktiką. Šie stebėjimai pirmą kartą leidžia tiesiogiai matyti grandininės reakcijos pradžią – procesą, kuriuo tankiausios ankstyvosios Visatos struktūros galėjo per kelis šimtus milijonų metų pagimdyti milžiniškas galaktikas, kurias iki šiol buvo sunku paaiškinti. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal.

***

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

Laiqualasse