Kosminius reiškinius ar objektus neretai pavadiname kokių nors kitų dalykų „statybine medžiaga“. Analogija netobula, bet ir ne pati blogiausia – įvairūs virsmai tikrai gali priminti ko nors statymą. Štai Saulės plazmos išsiveržimai „statomi“ iš plazmos gumulų, pakylančių nuo paviršiaus į vainiką, o dabar išsiaiškinome, kaip jie gali išgyventi daug karštesnėje aplinkoje. Kometose išsaugota jų žvaigždžių sistemų statybinė medžiaga – 3I/ATLAS atveju ji pasirodė esanti gerokai kitokia, nei Saulės sistemoje. Uranas turi keletą žiedų, o du išoriniai, panašu, formavosi iš gerokai skirtingos medžiagos. Galiausiai, kartais aktualios ir tikros statybos: laboratoriniai tyrimai parodė, kad Mėnulio paviršiaus dulkės gali reikšmingai sustiprinti ir taip neblogas polimerines statybines medžiagas. Kitose naujienose – plazdanti Marso magnetinė uodega, greitai kintanti planetinė sistema ir tolimiausia kvazarų pora. Gero skaitymo!
***
Regolitas kaip statybinė medžiaga. Mėnulio regolitas yra smulkios, maždaug miltų konsistencijos, aštriabraunės dulkės, dengiančios kone visą paviršių. Nuo Apollo misijų laikų jis buvo laikomas viena didžiausių kliūčių astronautams. Šios dalelės kimba prie visko, gadina įrangą ir kelia pavojų žmonių sveikatai. Visgi jau kurį laiką nagrinėjama ir galimybė panaudoti regolitą kaip statybinę medžiagą. Dabar mokslininkai ištyrė, kaip regolitas galit sustiprinti pluoštinius polimerinius kompozitus – lengvas medžiagas, plačiai naudojamas aviacijoje ir kosmoso inžinerijoje. Bandymų metu į kompozitus buvo pridėta nuo 1 iki 10 procentų Mėnulio regolito simulianto ir atlikti įvairūs atsparumo bandymai. Paaiškėjo, kad optimalus regolito kiekis 30-40% padidina atsparumą šlyties deformacijai, o atsparumą smūgiams – apie 15%, tuo tarpu jokios kitos polimero savybės nesuprastėja. Efektas atsiranda mikroskopiniame lygmenyje: kampuotų ir didelį paviršiaus plotą turinčių regolito dalelių sąveika su polimero matrica padeda formuotis pluošto tilteliams, kurie efektyviai slopina mikroskopinių pažeidimą atsiradimą ir plitimą. Palyginus su tokios pat masės įprastais užpildais, regolito simulianto stiprinantis efektas yra geresnis, o pranašumą jam suteikia būtent kampuota forma. Praktinė atradimo reikšmė yra ta, kad leidžia planuoti ne tik paprastų, bet ir aukšto atsparumo reikalaujančių konstrukcijų statybą Mėnulyje iš vietinių medžiagų. Viena didžiausių kosmoso tyrinėjimo kliūčių yra medžiagų transportavimo kaina: nugabenti kiekvieną kilogramą iš Žemės į Mėnulį kainuoja milžiniškas sumas. Galimybė panaudoti Mėnulio paviršiuje esančias medžiagas gerokai praplėstų ilgalaikių misijų ir infrastruktūros statybos galimybes. Tyrimo rezultatai publikuojami Advanced Engineering Materials.
***
Kaip šalti protuberantai išgyvena karštame vainike. Saulės vainikas – išorinė atmosfera – yra neįtikėtinai karštas, virš milijono laipsnių. Tačiau ten reguliariai atsiranda milžiniškos šaltesnės plazmos struktūros – protuberantai, – kurių temperatūra siekia vos apie 10 000 laipsnių, o tankis šimtus kartų viršija supančios plazmos tankį. Jos atrodo tarsi ledo kalnas, kabantis karštame ore. Protuberantai gali išsilaikyti savaites ar net mėnesiu, tačiau anksčiau ar vėliau tampa nestabilūs ir sprogsta, išmesdami įkrautas daleles į erdvę. Tokie įvykiai gali sukelti Saulės audras ir taip paveikti Žemės infrastruktūrą. Kaip susidaro gyvuoja protuberantai, iki šiol buvo neaišku. Dabar mokslininkai suskaičiavo pirmuosius visiškai trimačius skaitmeninius modelius, kuriuose protuberantai susidaro savaime. Modeliuose atsižvelgiama į visus Saulės atmosferos sluoksnius – nuo vainiko iki dalies konvekcijos zonos po paviršiumi. Ankstesni modeliai apsiribodavo tik atmosfera ir geriausiu atveju galėjo modeliuoti tik vainiko plazmos kondensaciją. Naujieji modeliai rodo, kad protuberantų atsiradimas prasideda žemiau – chromosferoje, kur turbulentiškas smulkių magnetinių laukų judėjimas išstumia šaltesnės plazmos pliūpsnius aukštyn. Ši plazma įstringa magnetinio lauko struktūroje – dvigubo arkos pavidalo konfigūracijoje su sąsmauka tarp dviejų keterų, primenančia kupranugario kuprą. Tada prasideda nuolatinis tiekimo mechanizmas: nors dalis šaltos plazmos nuolat „lyja“ atgal į žemesnius sluoksnius, nuostolius kompensuoja du procesai – periodinis naujos plazmos išstūmimas iš chromosferos ir, nors mažesniu mastu, karštosios vainiko plazmos tekėjimas į sąsmauką, kur ji atvėsta ir kondensuojasi. Šių dviejų procesų pusiausvyra palaiko protuberantą gyvą. Tai, kad popaviršinė dinamika yra esminė protuberantų formavimuisi, rodo, jog norint prognozuoti protuberantų sprogimus ir su jais susijusius vainikinės masės išmetimus, reikės atsižvelgti ne tik į vainiką, bet ir į procesus po Saulės paviršiumi. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Astronomy.
***
Marso magnetinės uodegos plazdėjimas. Saulės vėjas, atsimušęs į planetų magnetinius laukus ir atmosferas, formuoja ilgas magnetines uodegas, kurios nutįsta priešinga Saulei kryptimi. Šiose uodegose ploni elektros srovę nešantys plazmos sluoksniai kartais ima „plazdėti“ – banguoti aukštyn ir žemyn, tarsi mojuojama paklodė. Žemėje plazdėjimą sukelia magnetinių laukų persijungimai – procesas, kurio magnetinio lauko linijos staigiai nutrūksta ir susijungia nauja konfigūracija, išlaisvindamos sukauptą energiją. Tačiau ar toks pat mechanizmas veikia ir prie kitų planetų, iki šiol buvo nežinoma. Dabar tyrėjai, apjungę dviejų orbitinių zondų stebėjimus, pirmą kartą rado įrodymų, kad magnetinis persijungimas veikia ir prie Marso. Marsas neturi globalaus magnetinio lauko, tačiau Saulės vėjo sąveika su planetos viršutinės atmosferos jonais ir vietinėmis plutos magnetinėmis anomalijomis sukuria vadinamąją indukuotą magnetosferą. Iki šiol Marso magnetinė uodega buvo tiriama tik vienu erdvėlaiviu – NASA MAVEN, – kuris galėjo stebėti tik vieną tašką vienu metu ir negalėjo nustatyti plazdėjimo priežasčių. Tačiau Kinijos zondas Tianwen-1 suteikė antrą stebėjimo tašką. Analizuodami vienalaikius abiejų zondų duomenis nuo 2021 metų lapkričio iki 2024 metų vasario, tyrėjai nustatė, kad maždaug du trečdaliai Tianwen-1 užfiksuotų plazdėjimo įvykių tolimesnėje nuo Marso uodegos dalyje sutampa su magnetinio persijungimo požymiais, kuriuos MAVEN aptiko artimesnėje dalyje. Prieš plazdėjimą arba jo metu abu erdvėlaiviai aptikdavo ir vadinamąsias magnetinio srauto žarnas – laikinas susuktas plazmos struktūras, kurias irgi sukuria persijungimas. Panašus ryšys anksčiau stebėtas Žemės magnetosferoje, todėl tyrėjai mano, kad persijungimo sukurtos srauto žarnos sklinda uodega ir sukelia plazmos nestabilumus, dėl kurių prasideda plazdėjimas. Taigi bent kai kurie magnetosferose vykstantys procesai atrodo gana universalūs, būdingi tiek globalų magnetinį lauką turinčioms planetoms, tiek indukuotoms magnetosferoms. Tyrimo rezultatai publikuojami AGU Advances.
***
Tarpžvaigždinėje kometoje gausu sunkiojo vandens. Kometos yra ledo ir uolienų kamuoliai, saugantys sušalusią informaciją apie aplinką, kurioje susiformavo. Vienas svarbiausių tokios informacijos nešėjų – „pusiau sunkusis“, arba deuterizuotas vanduo. Šioje molekulėje, kurios formulę galima užrašyti HDO, vienas vandenilio atomas pakeistas deuteriu – vandenilio izotopu su papildomu neutronu. HDO ir įprasto vandens santykis priklauso nuo temperatūros ir spinduliuotės sąlygų formavimosi metu: kuo šalčiau, tuo daugiau deuterio įsiterpia į vandens molekules. Vandenilio ir deuterio gausa Visatoje praktiškai nekinta nuo pat Didžiojo Sprogimo, o vėlesni procesai tik perskirsto juos tarp molekulių, todėl HDO/H₂O santykis yra tarsi kosminis termometras, matuojantis gimtosios sistemos šaltį. Dabar tyrėjai, naudodami ALMA radioteleskopą, pirmą kartą išmatavo šį santykį tarpžvaigždinėje kometoje – 3I/ATLAS, kuri pernai liepą aptikta keliaujanti pro Saulės sistemą. Rezultatas tik dar kartą patvirtino kitonišką kometos kilmę: deuterizuoto vandens dalis joje daugiau nei 30 kartų viršija tipinius Saulės sistemos kometų rodiklius ir daugiau nei 40 kartų – Žemės vandenynų vertę. ALMA buvo unikaliai tinkamas šiam matavimui, nes radijo teleskopai gali būti nukreipti į Saulės pusę. Tyrėjai stebėjo kometą vos šešias dienas po perihelio, kai ji pasirodė iš už Saulės. Tada garuojantis vanduo davė stipriausią signalą ir leido patikimai išmatuoti HDO gausą. Deuterio praturtinimo cheminiai procesai reikalauja itin žemos temperatūros – žemiau maždaug 30 kelvinų, t. y. apie -243 °C. Tai reiškia, kad žvaigždžių sistema, kurioje gimė 3I/ATLAS, formavosi kur kas šaltesnėmis sąlygomis nei mūsų Saulės sistema. Tokie objektai, kaip 3I/ATLAS, leidžia mums iš palyginus arti pažvelgti į kitų žvaigždinių sistemų savybes, o kartu ir suprasti, kuo Saulės sistema yra tipinė ir kuo skiriasi nuo kitų. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Astronomy.
***
Du išoriniai Urano žiedai labai skirtingi. Žiedų sistemas turi ne tik Saturnas, bet ir kitos didžiosios planetos. Urano sistema sudėtinga, o atrasta buvo tik 1977 metais: jo žiedai tokie blausūs, kad pastebėti pavyko tik stebint, kaip žvaigždė kelis kartus pritemo, planetai praeinant prieš ją. Du tolimiausi žiedai, pažymėti graikiškomis raidėmis μ (miu) ir ν (niu), yra ypač mįslingi: nors skrieja aplink tą pačią planetą, vienas atrodo mėlynas, kitas – rausvas. Dabar astronomai, apjungę Keck observatorijos, Hablo ir James Webb teleskopų stebėjimus, pirmą kartą išmatavo pilną šių žiedų atspindžio spektrą ir nustatė tikėtiną jų kilmę. Abu žiedai stipriai sugeria trijų mikrometrų bangos ilgio spindulius, tačiau ties didesniais ilgiais jų spektrai skiriasi kardinaliai. Žiedo μ spektras beveik idealiai atitinka vandens ledo. Jį sudaro mažesni nei mikrometro dydžio ledo grūdeliai, kurie greičiausiai išmetami iš mažyčio, vos 12 kilometrų skersmens palydovo Mabo, kai mikrometeoroidai atsitrenkia į jo paviršių. Žiedo mėlyna spalva atsiranda dėl Reilio sklaidos – to paties efekto, kuris daro mūsų dangų mėlyną. Vienintelis kitas mėlynas žiedas Saulės sistemoje – Saturno E žiedas, kurį vandeniu maitina Enceladado geizeriai. Tuo tarpu ν žiedo rausva spalva rodo jį susidedant iš stambesnių dulkių, o spektras atitinka uolienų granules su maždaug 10–15% anglimi turtingų organinių junginių, vadinamų tolinais. Šie junginiai dažnai randami išorinėje Saulės sistemos dalyje. Šio žiedo medžiagą tiekia kol kas neaptikti uoliniai kūnai, skriejantys tarp žinomų palydovų ir susiduriantys tarpusavyje bei su mikrometeoroidais. Kodėl Mabas yra ledinis, o kiti artimi vidiniai palydovai – uoliniai ir turtingi organinėmis medžiagomis, lieka atviras klausimas. Tyrimo rezultatai publikuojami JGR Planets.
***
Planetų sistema, kintanti mūsų akyse. Dauguma egzoplanetų sistemų keičiasi taip lėtai, kad stebėtojai praktiškai mato tik vieną akimirkos nuotrauką. Nors planetos juda savo orbitomis, pačios orbitos kinta tik per milijonus metų. TOI-201 sistema yra reta išimtis: jos planetų orbitos kinta taip greitai, kad astronomai gali stebėti pokyčius realiu laiku. Detaliai analizei astronomai apjungė keturias stebėjimo technikas: spektroskopiją, tranzitų fotometriją, tranzitų laiko variacijų analizę ir astrometriją, arba žvaigždės padėties danguje kitimo analizę. Tai leido jiems patvirtinti trijų labai skirtingų kūnų egzistavimą sistemoje. Artimiausias žvaigždei yra superžemė TOI-201 d, maždaug 1,4 karto didesnė ir 6 kartus masyvesnė už Žemę, apskriejanti žvaigždę per vos 5,85 dienos. Toliau – šiltasis jupiteris TOI-201 b, pusės Jupiterio masės dujinis milžinas su 53 dienų orbita. Tolimiausia – rudoji nykštukė TOI-201 c, masyviausias sistemos kūnas (aišku, be pačios žvaigždės), besisukantis stipriai elipsine orbita, kurios periodas siekia beveik aštuonerius metus. Tai ilgiausio periodo tranzituojantis objektas, kurį kada nors esame aptikę. Būtent TOI-201 c gravitacinė įtaka daro šią sistemą tokią dinamišką. Kadangi visų trijų kūnų orbitos yra pakreiptos viena kitos atžvilgiu, jie nuolat traukia vienas kitą į naujas orientacijas. Dinaminiai skaitmeniniai modeliai rodo, kad po maždaug 200 metų superžemės orbita pasisuks tiek, kad ji nustos tranzituoti – t. y. nebepraeis prieš žvaigždę, stebint iš Žemės. Dar po kelių šimtmečių tranzituoti nustos ir šiltasis Jupiteris, o vėliau – ir rudoji nykštukė. Tiesa, po tūkstančių metų ciklas pasikartos ir tranzitai vėl taps matomi. Tyrėjai mano, kad orbitas greičiausiai pakreipė von Zeipelio-Kozai-Lidovo mechanizmas – procesas, kuriame tolimo masyvaus kūno gravitacija cikliškai keičia vidinių orbitų elipsiškumą ir posvyrį. Kitas TOI-201 c tranzitas prognozuojamas 2031 metų kovo 26 dieną – tai bus reta proga stebėtojams visame pasaulyje, įskaitant astronomus mėgėjus, patikrinti modelio prognozes ir pagerinti žinias apie orbitų tarpusavio sąveiką. Tyrimo rezultatai publikuojami Science Advances.
***
Mažų žvaigždžių žybsniai – naudingi gyvybei? Tradiciškai gyvybine zona vadinamas atstumų nuo žvaigždės ruožas, kuriame uolinės planetos paviršiuje gali egzistuoti skystas vanduo. Bet vanduo – tik vienas iš gyvybei reikalingų kriterijų. Kitas, rečiau nagrinėjamas, yra ultravioletinė spinduliuotė: tam tikras jos kiekis reikalingas prebiotinei chemijai, ypač RNR pirmtakų sintezei. Šie procesai buvo būtini gyvybės atsiradimui Žemėje, tad gali būti reikšmingi ir kitur. Mažos masės žvaigždės, kurių gausu Galaktikoje, yra vėsios ir ramybės būsenoje skleidžia per mažai ultravioletinės šviesos, kad šie cheminiai procesai vyktų jų gyvybinėje zonoje. Tačiau šios žvaigždės dažnai ir intensyviai žybčioja, ir kiekvienas žybsnis trumpam padidina ultravioletinį srautą. Naujame tyrime pateikiami skaičiavimai rodo, kad žybsnių skleidžiama ultravioletinė spinduliuotė gali reikšmingai praplėsti vadinamąją ultravioletinę gyvybinę zoną ir tam tikrais atvejais sulyginti ją su skystojo vandens gyvybine zona. Tyrėjai sukūrė skaitmeninį modelį, kuriame RNR pirmtakų sintezės greitis priklauso nuo temperatūros, ir sujungė jį su parametrizuotu žvaigždės spektro modeliu bei empiriniais duomenimis apie skirtingo intensyvumo žybsnių dažnumą. Pritaikę sistemą devynioms patvirtintoms egzoplanetoms aplink žybčiojančias mažas Kepler žvaigždes, jie nustatė, kad trys iš jų – KOI-8012.01, KOI-8047.01 ir KOI-7703.01 – yra ir skystojo vandens, ir ultravioletinėje gyvybinėse zonose. Be to, jas pasiekianti ultravioletinė spinduliuotė nėra tokia stipri, kad sunaikintų ozono sluoksnį, jei toks planetose galėtų susidaryti. Per stipri spinduliuotė gali sterilizuoti planetos paviršių. Žybsnių režimas sukuria savotišką pulsavimą: po trumpo intensyvaus apšvitinimo laikotarpio seka ramesnis periodas. Tokios sąlygos gali būti palankesnės prebiotiniams procesams nei nuolatinis silpnas fonas. Mažos, bent dvigubai už Saulę mažesnės, žvaigždės sudaro apie 70 procentų Paukščių Tako žvaigždžių ir gyvena nuo 100 milijardų iki 14 trilijonų metų – nepalyginamai ilgiau nei Saulė. Taigi klausimas apie gyvybės egzistavimo galimybes prie jų yra ne tik akademinis, bet ir statistiškai esminis. Tyrimo rezultatai publikuojami žurnale The Innovation.
***
Kas čia – naujo Marvel kino visatos filmo kadras? Ne, tai tikro kompleksiško dujų debesies nuotrauka. Debesis, neformaliai vadinamas Mistiko kalnu, yra Laivo Kilio ūko dalis. Aplinkinių ir pačiame debesyje gimstančių žvaigždžių spinduliuotė ir vėjai naikina debesį ir sklaido jo dujas į šalis.
***
Išmatuota momentinė juodosios skylės čiurkšlių galia. Juodosios skylės, rydamos medžiagą, dažnai išmeta galingas dalelių čiurkšles, skriejančias beveik šviesos greičiu. Šios čiurkšlės yra esminis grįžtamojo ryšio kanalas: jos perduoda energiją aplinkai, o jei skylė yra supermasyvi, ši energija reikšmingai paveikia visos galaktikos raidą. Be tokio grįžtamojo ryšio Visatos struktūros augimo modeliai negali atkurti stebimų galaktikų savybių. Tačiau tiksli čiurkšlių galia iki šiol buvo žinoma tik kaip vidutinė vertė per tūkstančius ar milijonus metų, mat ją apskaičiuoti buvo įmanoma tik vertinant išpūstų burbulų energiją. Tuo tarpu momentinės galios iki šiol niekas nebuvo išmatavęs. Dabar astronomai pirmąkart tai padarė, stebėdami Gulbės X-1. Šią sistemą sudaro apskritai seniausiai žinoma juodoji skylė, besisukanti poroje su žvaigžde milžine. Per 18 metų didelės skyros radijo stebėjimų, naudojant per visą Žemę išdėstytų teleskopų tinklą, tyrėjai sekė, kaip juodosios skylės čiurkšlės kraiposi į šalis. Jų kryptis kinta, kai žvaigždės kompanionės vėjas stumia jas skirtingomis kryptimis, juodajai skylei skriejant orbita. Situacija panaši į fontano vandens srovę, kurią blaško stiprus vėjas. Žinodami žvaigždinio vėjo galią ir išmatavę, kiek čiurkšlės yra sulenktos, tyrėjai galėjo apskaičiuoti momentinę čiurkšlių kinetinę galią. Ji apie 10 000 kartų viršija Saulės išspinduliuojamą galią, o čiurkšlių greitis siekia apie pusę šviesos greičio, maždaug 150 000 km/s. Apskaičiuota čiurkšlių galia maždaug prilygsta sistemos rentgeno spinduliuotės šviesiui ir sudaro apie 10% viso šviesio, kurį generuoja medžiagos kritimas į juodąją skylę. Būtent tokia proporcija dešimtmečiais naudojama kosmologiniuose skaitmeniniuose modeliuose, kuriais modeliuojamas galaktikų formavimasis. Iki šiol tai buvo tik prielaida be tiesioginio patvirtinimo, o dabar galime ją pagrįsti tiesioginiais stebėjimų duomenimis. Kadangi fizika aplink juodąsias skyles yra universali, šis matavimas tinka kaip atskaitos taškas ir žvaigždinės masės, ir supermasvyioms juodosioms skylėms – nuo 10 iki 10 milijardų Saulės masių. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Astronomy.
***
Dvinarių žvaigždžių nusimesti debesys Galaktikos centre. Paukščių Tako centre esanti supermasyvi juodoji skylė Šaulio A* yra viena ramiausių žinomų – kitaip tariant, ji ryja labai mažai medžiagos. Tačiau per pastaruosius du dešimtmečius infraraudonieji stebėjimai jos artimoje aplinkoje aptiko kelis kompaktiškus dujų debesis, kurių masė siekia po kelias Žemės mases. Šie debesys, žymimi G raide ir skaičiais, svarbūs, nes gali būti vienas pagrindinių Šaulio A* maitinimo šaltinių šiuo metu. Visgi iki šiol nežinojome, iš kur jie patys atsiranda. Dabar grupė astronomų, naudodama labai detalius SINFONI ir ERIS spektrografus, rado atsakymą. Tyrėjai rekonstravo trijų dujų kamuolių – G1, G2 ir trečiojo, susikondensavusio iš G2 uodegos – orbitas iš jų padėčių ir greičių. Paaiškėjo, kad visi trys juda beveik identiškomis orbitomis – sutampa ir jų forma, ir pasisukimas erdvėje. Tikimybė, kad trys nesusiję objektai atsitiktinai dalytų tokius orbitinius parametrus, yra labai maža, todėl greičiausiai jie turi bendrą kilmę. Atsekę dujų srauto judėjimą atgal laike ir erdvėje, tyrėjai identifikavo šaltinį – IRS 16SW, masyvią dvinarę žvaigždę, kurios narės liečia viena kitą. Sistema yra jaunų žvaigždžių diske aplink Šaulio A*. Nedideli orbitų skirtumai tarp trijų debesų atitinka pačios dvinarės orbitinį judėjimą. Hidrodinaminiai modeliai patvirtina mechanizmą: dvinarės žvaigždžių vėjai susiduria tarpusavyje, sukurdami smūginę zoną, kurioje dujos kaupiasi, suspaudžiamos ir galiausiai atsiskiria kaip kamuoliai, keliaujantys juodosios skylės link. Atsiskirti turėtų maždaug vienos Žemės masės dujų kamuolys kas dešimtmetį – to pakanka dabartiniam Šaulio A* aktyvumui palaikyti. Šis rezultatas susieja žvaigždžių evoliuciją, dujų dinamiką ir juodosios skylės maitinimą į vientisą vaizdą. Tyrimo rezultatai publikuojami Astronomy & Astrophysics.
***
Tamsiosios materijos pagal apibrėžimą negalime matyti. Bet ar tikrai? Gali būti, kad tarpusavyje sąveikaudamos šios dalelės skleidžia gama spindulius. Keletą kartų seniau buvo paskelbta apie tokio signalo aptikimą, bet dabar, panašu, gautas tvirčiausias toks įrodymas. Apie tai pasakoja Astrum:
***
Tolimiausia kvazarų pora. Kai galaktikos susijungia, jų dujos nukreipiamos centrų link ir pamaitina supermasyvias juodąsias skyles. Taip susidaro kvazarai – ryškiausi spinduliuotės šaltiniai Visatoje. Tačiau rasti dvi juodąsias skyles, vienu metu švytinčias kvazarų ryškumu vienoje besijungiančioje sistemoje, yra nepaprastai retas atvejis. Ypač retumas juntamas per pirmuosius milijardą Visatos metų, kai ir kvazarų apskritai randama ne tiek jau daug. Dabar astronomai paskelbė atradę tolimiausią tokią kvazarų porą. Jie nagrinėjo sistemą J2037-4537, kurios šviesa mus pasiekia iš mažiau nei milijardo metų amžiaus Visatos. Anksčiau buvo neaišku, ar du spinduliuotės šaltiniai yra tikrai atskiri objektai, ar vieno objekto dvigubas atvaizdas, susidaręs dėl gravitacinio lęšiavimo, tačiau naujojo tyrimo autoriai pastarąjį paaiškinimą atmetė. Svarbiausias išvadą pagrindžiantis įrodymas – išskirti motininių galaktikų bruožai aplink kvazarus, kurie atskleidė potvyninio sudarkymo efektus, rodančius, kad tai tikrai dvi besijungiančios galaktikos. Vienas iš efektų – šiltų dujų tiltas, jungiantis kvazarus. Tokį tiltą formuoja gravitacinė sąveika, kai besijungiančios galaktikos pritraukia medžiagos srautus viena iš kitos. Abi motininės galaktikos yra masyvios, masyvesnės nei 10 milijardų Saulės masių (maždaug 1% Paukščių Tako masės), ir kasmet sukuria daugiau nei 500 Saulės masių naujų žvaigždžių (tai daugiau nei 100 kartų viršija Paukščių Tako vertę). Šiuo metu juodąsias skyles skiria tūkstančiai parsekų, taigi jos nėra gravitaciškai surišta pora, ir tokia taps tik per maždaug 2,1 milijardo metų. Galutinis jų susiliejimas generuos žemo dažnio gravitacines bangas, kurias galėtų aptikti pulsarų – labai greitai besisukančių neutroninių žvaigždžių – stebėjimų tinklai. Tokiu tinklu neseniai aptiktas gravitacinių bangų fonas, stipresnis nei prognozavo ligšioliniai galaktikų evoliucijos modeliai. J2037-4537 atradimas leidžia spręsti, kad maždaug milijardo metų amžiaus Visatoje susiporavę buvo maždaug vienas iš 80 kvazarų – taip pat gerokai daugiau, nei manyta iki šiol ir negu randama artimesnėje Visatoje. Taigi gali būti, kad dažnesnės kvazarų poros kaip tik ir paaiškintų gravitacinių bangų fono stiprumą. Tyrimo rezultatai arXiv.
***
Štai tokios naujienos iš praėjusios savaitės. Kaip įprastai, laukiu jūsų klausimų ir komentarų.
Laiqualasse