Saturno palydove Titane esama ežerų ir upių. Ten teka metanas ir etanas, o ar jis banguoja? Naujas modelis sako, kad taip, ir netgi labai stipriai. Banguoja ir svyruoja ir Saulės vėjas – pasirodo, jį sudaro daugybė įvairaus dydžio bei greičio plazmos gumuliukų. Magnetinės bangos, ar koks nors panašus efektas, greičiausiai kartkartėmis sukelia ir suporuotus žvaigždžių žybsnius – dabar tokie atrasti ne tik Saulėje. O dar – naujas detalus skaitmeninis Visatos modelis, atmosferų nebuvimas TRAPPIST-1 planetose ir tvirčiausias pirmųjų Visatos žvaigždžių signalas. Gero skaitymo!

***

Antroji Artemidė sugrįžo, tad NASA pradeda dirbti prie trečiosios. Kokia tai bus misija? Kodėl ji neskris į Mėnulį? Kas bus tikrinama? Ir kuo tai gali pakeisti ne tik Mėnulio tyrimus, bet ir visus kosminius skrydžius? Pasakoja The Space Race:

***

Netikėtai greiti gumulai lėtame Saulės vėjyje. Saulės vėjas yra nuolatinis įkrautų dalelių srautas, lekiantis iš Saulės. Jis būna dviejų tipų: greitas ir tolygus, tekantis iš skylių žvaigždės vainike, ir lėtas, kintantis ir nereguliariai pulsuojantis, kurio kilmė iki šiol neaiški. Stebėti vidinę vainiko dalį, kur ir formuojasi Saulės vėjas, iki šiol buvo itin sunku. Nuo Žemės paviršiaus tai įmanoma tik per kelias visiško Saulės užtemimo minutes, o kosminiai koronografai iki šiol negalėjo pakankamai tiksliai pažvelgti prie pat Saulės disko krašto. Dabar Europos kosmoso agentūros misija Proba-3 pakeitė situaciją ir atskleidė naujų detalių apie lėtojo vėjo sandarą. Du Proba-3 palydovai skrieja itin tikslia konfigūracija: vienas veikia kaip dirbtinis Mėnulis ir užstoja Saulės diską kitam, tada kitas gali stebėti vainiką. Nuo 2025 metų liepos misija jau sukūrė 57 dirbtinius Saulės užtemimus, kurių kiekvienas truko apie penkias valandas. Taip jie surinko daugiau nei 250 valandų aukštos skyros vainiko vaizdo įrašų – tai atitinka maždaug 5 000 natūralių užtemimų stebėjimo kampanijų. ASPIICS koronagrafas mato vainiko regioną vos 70 000 kilometrų, arba dešimtadaliu žvaigždės spindulio, nuo Saulės paviršiaus – gerokai arčiau nei bet kuris kitas kosminis koronografas. Pirmieji rezultatai atskleidė, jog lėtojo Saulės vėjo struktūros vidinėje vainiko dalyje juda 250–500 km/s greičiu – tris ar keturis kartus greičiau nei tikėtasi pagal ankstesnius modelius, prognozavusius apie 100 km/s. Apskritai vidiniame vainike matyti daug dinamiškų smulkių struktūrų: plazmos kamuoliai, čiurkšlės, bangos ir kitokie srautai tiek nuo Saulės, tiek link jos juda greičiais nuo 14 iki 520 km/s. Visos šios struktūros, atrodo, kyla iš vadinamųjų srovelių (angl. streamers) – didelių ryškių vainiko spindulių, kuriuose magnetinio lauko linijos persijungia ir išstumia plazmos kamuolius į šalis. Platus greičių ir krypčių diapazonas paaiškina, kodėl lėtąjį Saulės vėją taip sunku suprasti – jis iš esmės yra nevienalytis smulkių magnetinių struktūrų rinkinys. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal Letters.

***

Veneros miglos – iš kosminių dulkių. Venerą gaubia stora ir tanki debesuota atmosfera. Pagrindinis debesų sluoksnis plyti 47-70 km aukštyje virš paviršiaus, o po juo jau pusšimtį metų žinome egzistuojant miglos zoną. Miglą sudaro nanometrų dydžio mineraliniai grūdeliai, kurie nesuyra atšiaurioje planetos atmosferoje. Jų kilmės iki šiol nežinojome. Dabar mokslininkai, panašu, rado atsakymą: miglą sudaro kosminės dulkės. Tokią išvadą jie daro remdamiesi skaitmeniniu modeliu, kuriame apjungė Veneros atmosferos procesus ir dulkių mikrofiziką. Tai leido jiems aptikti ciklinį procesą. Tarpplanetinės dulkės, pataikiusios į Venerą, sudega ir suyra panašiai kaip ir krentančios žvaigždės Žemėje. Susidarę nanometriniai grūdeliai sklando aukštai, kol susijungia su sieros rūgšties lašeliais, pasunkėja ir nuskęsta žemyn. Karštesniame regione lašeliai išgaruoja, o granulės lieka skrajoti, kol kartais pakyla į debesų sluoksnį, kur vėl apauga lašeliais, pasunkėja ir nusileidžia žemyn. Dulkės labai padeda atmosferos dujoms kondensuotis bei formuoti debesis: tyrėjų teigimu, dėl granulių Veneroje debesų formavimasis paspartėja net 20-30%. Be to, granulės turėtų būti gausios metalų, tokių kaip geležis ir magnis. Geležis sugeria ultravioletinius spindulius, taigi kosminių dulkių egzistavimas gali paaiškinti ir kitą Veneros mįslę – stiprią ultravioletinės spinduliuotės sugertį kažkur viduriniuose atmosferos sluoksniuose. Modelis taip pat pritaikomas ir Jupiteriui bei Saturnui, o tyrėjai kol kas tikisi patikrinti savo prognozes su naujų Veneros zondų, kurie bus paleisti per artimiausius keletą metų, duomenimis. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Astronomy.

***

Milžiniškos bangos Titane? Ramią dieną lengvas vėjelis vos pašiauštų Žemės ežero paviršių. Tačiau Saturno palydove Titane – vieninteliame, be Žemės, Saulės sistemos kūne, kurio paviršiuje šiuo metu yra skystų ežerų – toks pat vėjas sukeltų maždaug trijų metrų aukščio bangas. Tokią prognozę pateikia MIT mokslininkų sukurtas modelis PlanetWaves – pirmasis bangų modelis, tinkamas ne tik Žemei, bet ir kitiems dangaus kūnams. Žemėje bangų elgesį gerai aprašo empiriniai modeliai, tai yra tokie, kurie paremti tik stebėjimų ekstrapoliacija. Tačiau jie netinka kitiems pasauliams, kur skiriasi gravitacija, atmosferos slėgis ir skysčio savybės. PlanetWaves atsižvelgia į visa tai: skysčio tankį, klampumą, paviršiaus įtempimą, planetos gravitaciją ir atmosferos slėgį. Modelis pirmiausia patikrintas su Žemės duomenimis – 20 metų bangų matavimais iš plūdurų Aukštutiniame ežere (taip, aš irgi nustebau sužinojęs, kad taip verčiamas Lake Superior). Modelio skaičiavimai tiksliai atkūrė stebėtą bangų elgesį. Pritaikius Titanui, kur ežerai kupini skystų angliavandenilių metano ir etano, o gravitacija silpna, paaiškėjo, kad bangoms kilti reikia labai mažai vėjo, o užauga jos milžiniškos. Jei galėtume ten nukeliauti, matytume aukštas bangas, švelnaus vėjelio genamas tarsi sulėtintame filme. Senovės Marse, kur krateriuose telkšojo vandens ežerai, bangų elgesys priklausytų nuo atmosferos storio: atmosferai retėjant, tai pačiai bangai sukelti reikėtų vis stipresnio vėjo. Modelis pritaikytas ir trims egzoplanetoms: vandens pasaulyje LHS 1140-b stipresnė gravitacija slopintų bangas; Veneros tipo Kepler 1649-b sieros rūgšties ežeruose reikėtų stipraus vėjo bent raibuliukams sukurti; o lavos pasaulyje 55 Cancri-e net uraganinis vėjas sukeltų tik kelių centimetrų bangelę tiršto skysto bazalto paviršiuje. Šis modelis gali padėti ne tik suprasti egzotinių pasaulių kraštovaizdžio evoliuciją, bet ir projektuoti zondus, kurie vieną dieną galėtų nusileisti Titano ežeruose. Tyrimo rezultatai publikuojami JGR Planets.

***

TRAPPIST-1 vidinės planetos neturi atmosferų. TRAPPIST-1 planetinė sistema, atrasta prieš dešimt metų, yra vienas garsiausių egzoplanetų tyrimo taikinių. Septynios Žemės dydžio uolinės planetos skrieja aplink mažą raudonąją nykštukę, o net trys iš jų yra gyvybinėje zonoje, t.y. jų paviršiaus temperatūra tinkama skystam vandeniui egzistuoti. Tačiau vandeniui reikia ne vien temperatūros, bet ir atmosferos slėgio. Atmosferos taip pat apsaugo nuo žalingos žvaigždės spinduliuotės ir perskirsto šilumą tarp dienos ir nakties pusių. Ar šiose planetose gali išsilaikyti tokios atmosferos? Dabar tarptautinė astronomų komanda rado tvirtų ir, deja, neigiamų įrodymų. Jie pasitelkė James Webb teleskopą ir 60 valandų nepertraukiamai stebėjo dvi artimiausias žvaigždei planetas – TRAPPIST-1b ir TRAPPIST-1c. Taip jie aprėpė pilną planetų orbitą ir pirmą kartą sudarė uolinių Žemės dydžio egzoplanetų klimato žemėlapius. Duomenys atskleidė milžinišką temperatūrų kontrastą tarp dienos ir nakties pusių. TRAPPIST-1b dieninė temperatūra siekia apie 490 kelvinų (virš 200 °C), o naktinėje pusėje emisija praktiškai neaptinkama – temperatūra nukrenta žemiau -200 °C. TRAPPIST-1c dieninė pusė vėsesnė – apie 369 kelvinus, arba beveik 100 °C, – bet naktinė lygiai taip pat šalta. Abiem atvejais nematyti jokios prieblandos zonos, kurios tikėtumėmės, jei atmosfera perskirstytų šilumą. Abi planetos yra potvyniškai prirakintos prie žvaigždės – viena pusė nuolat apšviesta, kita amžinoje tamsoje. Jei turėtų atmosferą, vėjai perneštų dalį šilumos į nakties pusę ir temperatūrų skirtumas būtų mažesnis. Stebėtas didžiulis kontrastas rodo, kad storos atmosferos nėra. Jei atmosfera ir egzistuoja, jos slėgis tikrai mažesnis, nei Žemės, o greičiausiai artimas nuliui. Tai nereiškia, kad visos TRAPPIST-1 planetos yra beviltiškai negyvenamos. Merkurijus, artimiausia Saulei planeta, taip pat neturi atmosferos, tačiau Venera ir Žemė – turi. Panašiai ir tolimesnės TRAPPIST-1 planetos, mažiau veikiamos žvaigždės spinduliuotės, gali būti išlaikiusios atmosferas. James Webb teleskopu šiuo metu stebima TRAPPIST-1e, esanti gyvybinėje zonoje; šie duomenys bus dar įdomesni. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Astronomy.

***

Galimai masyviausia planeta. Kokios masės objektus dar galima vadinti planetomis? Vienas apibrėžimas, atskiriantis jas nuo masyvesnių objektų, susijęs su termobranduolinėmis reakcijomis: didesni nei maždaug 13 Jupiterio masių kūnai gali centre jungti deuterį į helį. Jie vadinami rudosiomis nykštukėmis. Kita perskyrimo galimybė yra formavimosi mechanizmas: planetos turėtų formuotis diskuose aplink jaunas žvaigždes, o rudosios nykštukės – atskirai, kaip ir žvaigždės. Bet ar abi ribos yra vienodos? Atsakyti į šį klausimą padeda detalesnė objektų, esančių arti ribos, analizė. Dabar astronomai rado dalinį atsakymą, kai naudodami James Webb teleskopą tiesiogiai nufotografavo ir spektroskopiškai ištyrė 29 Cygni b – objektą, apie 15 kartų masyvesnį už Jupiterį. Išmatavę objekto atmosferos spektrą, tyrėjai aptiko aiškius anglies dioksido ir anglies monoksido absorbcijos pėdsakus. CO₂ signalo stiprumas, palyginti su CO, rodo, kad 29 Cygni b turi maždaug tris kartus daugiau sunkesnių už helį cheminių elementų, nei jos žvaigždė, kurios sudėtis panaši į Saulės. Sunkiųjų elementų kiekis atitinka apie 150 Žemės masių kietos materijos – tai būdinga objektui, kuris sukaupė daug kietųjų dalelių iš protoplanetinio disko. Taip pat tyrėjai pasitelkė interferometrinius stebėjimus ir nustatė, kad žvaigždės sukimosi ir planetos orbitos plokštumos yra beveik tapačios. Tai irgi dera su formavimusi diske. Jei 29 Cygni b būtų susidaręs fragmentuojant dujų telkiniui, kaip žvaigždė, tokio praturtinimo sunkiais elementais ir orbitos sulygiavimo tikėtis nebūtų pagrindo. Šie rezultatai rodo, kad planetų formavimasis jaunls žvaigždės diske gali sukurti objektus, siekiančius ir net peržengiančius deuterio reakcijų ribą. Taigi skiriamoji linija tarp planetų ir rudųjų nykštukių priklauso nuo to, kokį kriterijų pasirinksime kaip svarbiausiąjį. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal Letters.

***

Žvaigždžių žybsnių domino efektas. Saulėje kartais vienas žybsnis išprovokuoja kitą. Toks vadinamasis simpatinis žybsnis kyla praėjus nuo pusvalandžio iki pusantros valandos po pirmojo. Simpatinių žybsnių yra nedaug – maždaug kas dvidešimtas. Tačiau ar šis reiškinys būdingas tik mūsų Saulei, ar universalus visoms žvaigždėms, iki šiol niekas nebuvo patikrinęs. Dabar astronomai pirmą kartą statistiškai patikimai aptiko simpatinius žybsnius kitose žvaigždėse. Tyrėjai sukūrė naują algoritmą, specialiai pritaikytą aptikti glaudžiai vienas po kito einančius ir net persidengiančius žybsnius – tai iššūkis, nes antrasis žybsnis dažnai prasideda pirmajam dar nebaigus blėsti, ir įprasti algoritmai juos sunkiai atskiria. Aptikus žybsnius, galima statistiškai įvertinti, kaip dažnai antrasis poroje yra susijęs su pirmuoju, o kada tiesiog atsitiktinis. Pritaikę algoritmą NASA TESS teleskopo duomenims, tyrėjai apdorojo daugiau nei 220 000 žybsnių, nutikusių 16 000 žvaigždžių, informaciją. Rezultatai gerai dera su Saulės statistika: simpatinių žybsnių dalis siekia 4–9 procentus, o laiko tarpas tarp pirminio ir simpatinio žybsnio – panašus kaip Saulėje. Dauguma tirtų žvaigždžių buvo M nykštukės – mažiausios, vėsiausios ir gausiausios Galaktikos žvaigždės, kurios neretai yra aktyvesnės už Saulę. Tai, kad simpatinių žybsnių dažnis panašus net tokiose skirtingose žvaigždėse, rodo, kad už šio reiškinio slypi universalus mechanizmas, bendras visų tipų žvaigždėms, nepriklausomai netgi nuo jų magnetinio lauko struktūros. Koks tiksliai yra tas mechanizmas, dar nežinoma, tačiau jis turi būti pakankamai fundamentalus, kad veiktų ir mažytėje M nykštukėje, ir daug didesnėje Saulėje. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal.

***

Ūkų kosmose būna pačių įvairiausių – ne vieną galima pamatyti net ir pro nedidelį teleskopą. Šio taip greičiausiai neįžiūrėsite, nes jis yra ne Paukščių Take, o palydovinės Mažojo Magelano debesies galaktikos pakraštyje. NGC 602 atsirado, kai jaunos žvaigždės išstumdė gimtojo debesies dujas į šalis. Nuotraukoje taip pat matome ir tūkstančius kartų toliau esančias kelias galaktikas.

***

Sudraskytos žvaigždės likučių judėjimas. Kai žvaigždė praskrieja per arti supermasyvios juodosios skylės, potvyninės jėgos ją suplėšo į ilgą, ploną dujų srautą – tai vadinama potvyniniu suardymo įvykiu. Šis srautas nutįsta tolyn nuo juodosios skylės, bet galiausiai grįžta ir atsitrenkia pats į save, išlaisvindamas milžinišką energijos kiekį. Taip susidarantis žybsnis trumpam nušviečia visą galaktiką milijardus, o gal net ir trilijoną kartų ryškiau nei Saulė. Tačiau tikslūs šio proceso mechanizmai – kaip nuolaužos susiduria, kada ir kokiu ryškumu suliepsnoja žybsnis – iki šiol buvo sunkiai modeliuojami. Dabar astronomų komanda suskaičiavo iki šiol detaliausią potvyninio suardymo modelį – iki 10 milijardų dalelių, naudojant naują vaizdo plokštėmis greitintą hidrodinaminį kodą. Modeliuotas į Saulę panašios žvaigždės suardymas prie milijono Saulės masių juodosios skylės, skaičiavimų trukmė apėmė nuo pradinio suplėšymo iki momento, kai nuolaužų srautas pirmą kartą susiduria pats su savimi. Ankstesni skaičiavimai su mažiau dalelių rodė, kad srautas, grįždamas į artimiausią skylei tašką – pericentrą – reikšmingai pasklinda į šalis. Tai sukelia reikšmingą energijos išsisklaidymą dar prieš susidūrimą. Tačiau naujieji modeliai atskleidė, kad tai buvo skyros efektas: didinant dalelių skaičių, prasisklaidymas dramatiškai silpsta, o esant 10 milijardų dalelių, srauto plotis praktiškai nesikeičia einant pro pericentrą. Tai reiškia, kad pagrindinis energijos išlaisvinimo mechanizmas yra ne disipacija pericentre, o pirminis srauto susidūrimas pačiam su savimi – kaip ir teigė originali teorinė prognozė. Tyrėjai taip pat parodė, kad daug įtakos rezultatui turi juodosios skylės sukimasis: besisukanti skylė sukelia žvaigždės liekanų srauto precesiją, kuri gali išstumti srautą iš pradinės plokštumos. Tada medžiaga gali aplink juodąją skylę apsukti net kelis ratus iki susidūrimo. Tai gali paaiškinti, kodėl stebimi žybsniai tokie įvairūs. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal Letters.

***

Tvirčiausias pirmųjų žvaigždžių signalas. Pačios pirmosios Visatos žvaigždės gimė iš gryno vandenilio ir helio, prieš atsirandant sunkesniems elementams. Teorija prognozuoja, kad šią vadinamąją III populiaciją sudarė itin masyvios ir karštos žvaigždės. Jos degė tik kelis milijonus metų ir sprogo supernovomis, paskleisdamos pirmuosius anglies, deguonies ir geležies atomus, iš kurių formavosi antroji žvaigždžių karta. Tačiau tiesiogiai šių žvaigždžių dar niekas nėra stebėjęs. Dabar dvi tyrėjų komandos, naudodamos James Webb teleskopo NIRSpec spektrografą, pateikė iki šiol įtikinamiausius tokių žvaigždžių buvimo įrodymus. Jų taikinys, pavadintas Hebe, yra mažas galaktikos GN-z11 kompanionas, nutolęs vos trijų kiloparsekų atstumu. GN-z11 yra viena ryškiausių žinomų ankstyvosios Visatos galaktikų, egzistavusi vos 400 milijonų metų po Didžiojo Sprogimo. Viena komanda aukštos skyros spektroskopiniais stebėjimais patvirtino anksčiau preliminariai aptiktą jonizuoto helio (HeII) emisijos liniją. Ją sužadinti gali tik labai energinga spinduliuotė, kurią gali sukelti tik itin karštos jaunos žvaigždės. Spinduliuotė susideda iš dviejų komponentų, kurie juda šiek tiek skirtingais greičiais. Kiek anksčiau toje pačioje vietoje aptikta ir vienos vandenilio spektro linijos spinduliuotė. Tuo tarpu sunkesnių cheminių elementų linijų Hebėje neaptikta. Kita komanda, naudodami teorinius modelius, parodė, kad jei galaktikoje III populiacijos žvaigždės sudarytų mažiau nei pusę visos žvaigždžių masės, turėtume matyti sunkesnių elementų spinduliuotės požymių. Taip pat jie nustatė, kad helio ir vandenilio linijų stiprumo santykis rodo, jog žvaigždės buvo santykinai masyvios: daugumos žvaigždžių masės siekia 10-100 Saulės masių. Tokius skaičius prognozuoja ir pirmųjų žvaigždžių teoriniai modeliai. Tuo tarpu šiandieninėje Visatoje vidutinė žvaigždžių masė yra apie vieną Saulės masę. Jei šie rezultatai bus patvirtinti tolesniais stebėjimais, tai bus tiesioginis langas į epochą, kai Visatoje sužibo pirmoji šviesa. Tyrimo rezultatai arXiv: aptikimas, žvaigždžių masės modeliai.

***

Juodoji skylė atsirado anksčiau už savo galaktiką. Supermasyvios juodosios skylės, milijonus ar milijardus kartų masyvesnės už Saulę, slypi daugumos galaktikų centruose. Jos randamos tiek šiandieninėje Visatoje, tiek praėjus vos keliems šimtams milijonų metų po Didžiojo sprogimo. Kaip jos sugebėjo užaugti tokios masyvios taip greitai, tebėra viena didžiausių astronomijos mįslių. Paprasčiausia scenarijus, kuriame mažos juodųjų skylių „sėklos“ auga rydamos dujas, greičiausiai yra per lėtas, nes augimą riboja generuojamos spinduliuotės slėgis, kuris nupučia medžiagą nuo juodosios skylės. Egzistuoja kelios alternatyvos – galbūt juodosios skylės jau susiformavo gana masyvios, arba sugebėjo augti daug sparčiau, arba gal atsirado praėjus mažiau nei sekundei po Didžiojo sprogimo, tad augimui turėjo daugiau laiko. Patikrinti šiuos scenarijus – sudėtinga. Dabar astronomai, naudodami James Webb teleskopo spektrografą, ištyrė QSO1 – supermasyvią juodąją skylę, egzistavusią, kai Visatai buvo vos apie 700 milijonų metų. Jos savybės gali duoti gana netikėtą atsakymą į šių objektų kilmės klausimą. QSO1 priklauso mįslingajai „mažųjų raudonų taškelių“ klasei; jį galima stebėti labai detaliai, nes tarp jo ir mūsų įsiterpęs galaktikų spiečius sukuria lęšio efektą, tad tolimąjį objektą matome didesnį ir ryškesnį. Tai leido tyrėjams tiesiogiai išmatuoti juodosios skylės masę ir ją supančių dujų cheminę sudėtį. Pasirodė, kad deguonies kiekis juodosios skylės aplinkoje tesiekia mažiau nei 1 procentą Saulės reikšmės; tai yra beveik pirmykštė, sunkesniais už helį elementais nepraturtinta medžiaga. Sunkieji elementai atsiranda žvaigždėms sprogus supernovomis, tad toks skurdumas reiškia, kad QSO1 aplinkoje buvo susiformavę labai mažai žvaigždžių. Labai tikėtina, kad juodoji skylė yra bent porą kartų masyvesnė už visas ją supančios protogalaktikos žvaigždes kartu sudėjus. Tai rodo, kad juodoji skylė atsirado pirma, o galaktika ėmė augti aplink ją vėliau – priešingai nei tradicinis modelis, kuriame juodoji skylė auga jau egzistuojančios galaktikos viduje. Iš svarstomų kilmės scenarijų šis radinys labiausiai dera su pirmykščių juodųjų skylių modeliu. Kiti modeliai tokią sistemą gali sukurti tik labai retais atvejais. Apskaičiavus didesnio skaičiaus panašių objektų cheminę sudėtį, bus galima tvirčiau atsakyti, kuris iš kilmės scenarijų teisingiausias; galbūt QSO1 pasirodys esanti anomalija, o gal kaip tik – tipinė ankstyvosios Visatos juodųjų skylių populiacijos atstovė. Tyrimo rezultatai publikuojami MNRAS.

***

Nauja virtuali dulkėta Visata. Kosmologiniai skaitmeniniai modeliai leidžia stebėti, kaip iš pirmykščių dujų formuojasi galaktikos ir visa didelio masto kosmoso struktūra. Jau dešimtmečius jie yra vienas galingiausių astronomijos įrankių, pakeičiantys kituose moksluose įprastus eksperimentus. Deja, nei vienas modelis nėra tobulas, o kompiuterių galimybių ribos verčia įvesti įvairius supaprastinimus. Du iš jų susiję su šaltomis dujomis ir dulkėmis. Iki šiol dauguma didelio masto modelių neleisdavo dujoms galaktikų viduje atvėsti žemiau maždaug 10 000 laipsnių, nors realios žvaigždės gimsta būtent šaltuose, tankiuose dujų telkiniuose. Dulkės irgi nebūdavo modeliuojamos, nors jos stipriai veikia galaktikų išvaizdą ir chemines reakcija. Dabar tarptautinė komanda pristatė COLIBRE – naują kosmologinių modelių rinkinį, kuris pirmą kartą tiesiogiai modeliuoja šaltąją tarpžvaigždinę terpę ir dulkių grūdelius. COLIBRE seka trijų cheminių sudėčių ir dviejų dydžių dulkių grūdelius, modeliuoja vandenilio molekulių formavimąsi ant dulkių paviršiaus, ultravioletinės spinduliuotės sugertį ir infraraudonąją sušilusių dulkių spinduliuotę – visa tai, kas lemia, kaip galaktikos atrodo pro teleskopus. Didžiausiame pristatytame modelyje naudojami 136 milijardai dalelių, išdėstytų 400 megaparsekų kraštinės ilgio kube. Kubo dydis apie 500 kartų viršija atstumą tarp Paukščių Tako ir Andromedos, o dalelių skaičius apie 20 kartų didesnis nei ankstesniuose panašaus masto modeliuose. Pirminiai rezultatai patvirtina modelio kokybę: COLIBRE galaktikos pagal skaičių, ryškumą, spalvas ir dydžius beveik nesiskiria nuo tikrų, tiek dabartinėje Visatoje, tiek ankstyvuosiuose laikotarpiuose. Tai rodo, kad standartinis kosmologinis modelis gali sėkmingai paaiškinti galaktikų formavimąsi, kai į skaitmeninius modelius įtraukiama realistiškesnė fizika. Gautieji rezultatai apima ir kai kuriuos James Webb stebėjimus, kurie iš pradžių atrodė kaip iššūkis standartiniam modeliui. Tiesa, paaiškinta ne viskas: pavyzdžiui, mįslingi ankstyvosios Visatos objektai, vadinami „mažaisiais raudonais taškeliais“, COLIBRE nėra prognozuojami. Jų modeliavimui prireiks dar didesnės skyros ir galimai naujų, dar neįtrauktų, fizikinių procesų. Komanda taip pat sukūrė interaktyvius žemėlapius ir „sonifikuotus“ vaizdo įrašus, kuriuose garsas perteikia papildomą fizikinę informaciją. Didžiausiam modeliui suskaičiuoti prireikė 72 milijonų procesorių valandų, o viso modelio kūrimas truko beveik dešimtmetį. Tyrimo rezultatai publikuojami MNRAS.

***

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

Laiqualasse