Per tris dešimtmečius nuo pirmųjų atradimų egzoplanetos tapo tokiu įprastu dalyku, kad dažnai nauji pranešimai apie jas tiesiog praslįsta pro akis. Tačiau kartais susikaupia ir daug įdomybių. Štai vis kalbama, kad galima būtų į Kentauro Proksimą nusiųsti mažyčių labai greitų zondų; dabar išnagrinėta, kokių žinių jie galėtų suteikti. Pagerinta planetų tranzitų duomenų analizė davė virš 10 tūkstančių naujų egzoplanetų kandidačių. Pastebėta, kad mažiausios žvaigždės, kurių Galaktikoje tikrai apstu, praktiškai neturi subneptūnų – kone gausiausio planetų tipo prie didesnių žvaigždžių. O dvinarės žvaigždės, pasirodo, nėra tokia jau bloga vieta planetoms formuotis, kaip buvo manoma iki šiol. Kitose naujienose – dar vienos prarytos nykštukės liekanos Paukščių Take, mažiausių galaktikų savybių priklausomybė nuo ankstyvos Visatos temperatūros ir metalais turtingas Marso ežeras. Gero skaitymo!

***

Metalais turtingas senovinis Marso ežeras. NASA marsaeigis Curiosity, tyrinėjantis Gale kraterio centrinį kalną, aptiko didžiausius kada nors šiame krateryje rastus geležies, mangano ir cinko kiekius vienoje vietoje. Vieta, pavadinta Amapari žymėjimo juosta, yra regionas, susiformavęs Marsui keičiantis iš jaunos, šiltos ir drėgnos planetos į gerokai šaltesnę ir sausesnę. Metalai aptikti puikiai išsilaikiusiose senovinėse bangelių struktūrose, kurios yra aiškiausias įrodymas, kad šioje vietoje kadaise telkšojo seklus ežeras. Faktas, kad ežeras egzistavo sausėjančiame Marse, rodo, kad ir tuo metu skysto vandens telkinių planetoje dar būdavo. Tiesiai po ežero sluoksniais esančios uolienos formavosi gerokai sausesnėmis sąlygomis, taigi ežeras greičiausiai buvo trumpalaikis. Geležis, manganas ir cinkas Žemės ežeruose kaupiasi per redokso reakcijas – cheminius procesus, kuriuose metalai oksiduojami arba redukuojami priklausomai nuo vandens cheminių sąlygų. Tokiose aplinkose Žemėje beveik visada gyvena mikrobai, o kai kurie jų naudoja šiuos metalus kaip energijos šaltinį. Tyrėjai įvardina tris galimus metalų kaupimosi mechanizmus: jie galėjo susikoncentruoti, kol nuosėdos dar buvo minkštos, veikiant įvairioms cheminėms reakcijoms; arba vanduo galėjo ištirpinti ir išskalauti tirpesnius elementus, palikdamas sunkiai tirpstančius metalus; arba rūgštus vanduo, tekėdamas į šarminį ežerą iš gilesnių sluoksnių, galėjo staigiai „pamesti“ metalus ir sukoncentruodavo juos tiksliai ties ežero dugnu. Labiausiai tikėtinas atrodo trečiasis scenarijus, mat metalų sluoksnis yra labai plonas ir sutampa su bangelėmis, o ne pasiskirstęs atsitiktinai. Jei metalus tikrai atnešė požeminis vanduo, tai reikštų, kad popaviršinė ir paviršiaus aplinkos buvo sujungtos. Tai dar labiau padidina šios vietos astrobiologinę reikšmę, nes jei jauname Marse egzistavo gyvybė, tokiuose ežeruose ji galėjo išgyventi iki gana vėlyvų laikų. Šis radinys gali padėti nustatyti, kur Curiosity turėtų tyrinėti toliau, ir kokias vietas būtų verta įtraukti į būsimų mėginių grąžinimo misijų planus. Tyrimo rezultatai publikuojami JGR Planets.

***

Kentauro Proksimos artimų tyrimų potencialas. Artimiausia Saulei žvaigždė, Kentauro Proksima, yra vos 1,3 parsekų atstumu nuo mūsų, o aplink ją skrieja bent viena egzoplaneta gyvybinėje zonoje – Proksima b. Visgi šis atstumas yra 250 tūkstančių kartų didesnis, nei tarp Žemės ir Saulės, tad šiuolaikiniams erdvėlaiviams jį įveikti prireiktų dešimčių tūkstantmečių. Visgi yra bent jau teorinis būdas pasiekti šią žvaigždę dar šiame šimtmetyje – pikozondai su lazerinėmis burėmis. Idėja tokia: galingi Žemėje ar orbitoje įrengti lazeriai pagreitina mažyčius, vos gramų masės, erdvėlaivius su šviesos burėmis iki reikšmingos dalies šviesos greičio. Erdvėlaiviams nereikia nei kuro, nei variklio. Iki Kentauro Proksimos jie nuskristų per kelis dešimtmečius; tiesa, ten nesustotų, o praskrietų pro sistemą per kelias savaites. Naujame tyrime detaliai nagrinėjama, kokius mokslinius rezultatus galėtų duoti tokia misija. Misija būtų paremta ne vienu erdvėlaiviu, o spiečiumi mažyčių kosminių laivų, kurių kiekvienas turi vos vieną instrumentą – mažą skaitmeninę kamerą. Pavienis aparatas gautų labai ribotus duomenis, tačiau kaip spiečius jie veiktų kartu ir papildytų vienas kitą. Vos kelių šimtų narių, išgyvenusių kelionę, spiečius, išsidėstęs per 100 000 kilometrų, užtikrintų, kad bent keli pikozondai praskrietų arčiau nei 10 000 kilometrų atstumu nuo Proksimos b. Tai leistų pasiekti maždaug 20 metrų skyrą, kurios pakaktų net ir gana smulkiems paviršiaus dariniams išskirti. Artėdamos prie planetos kameros fiksuotų iki milijono vaizdų per sekundę ir sukauptų terabaitus duomenų. Kadangi persiųsti viską tarpžvaigždiniu atstumu neįmanoma, spiečius turėtų pats, pasitelkęs dirbtinį intelektą, atrinkti svarbiausius duomenis. Spiečius galėtų ne tik fotografuoti, bet ir atlikti spektroskopinius matavimus, kurie leistų ieškoti biosignalų ar net technosignalų Proksimos b atmosferoje, jei tokia egzistuoja. Kai kurie nariai galėtų net patekti į planetos atmosferą arba atsitrenkti į paviršių, o kiti stebėtų smūgio blyksnius ir taip nustatytų paviršiaus sudėtį. Tiesa, iššūkių netrūksta: navigacija be motininio laivo, spiečiaus sinchronizacija ir duomenų atranka yra sudėtingi uždaviniai. Tačiau autoriai pabrėžia, kad gramų masės tarpžvaigždiniai zondai, stumiami lazerio šviesos, greičiausiai yra vienintelė technologija, galinti pasiekti kitą žvaigždę šiame šimtmetyje. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

11 000 naujų egzoplanetų. Egzoplanetų paieška tradiciškai taikosi į ryškias ir dažnai gana artimas žvaigždes, nes jas lengviau stebėti detaliai. Toks planas pasiteisino: šiuo metu jau žinoma virš šešių tūkstančių patvirtintų egzoplanetų. Tačiau, žinoma, planetų esana ne tik prie patogiai ryškių žvaigždžių. Dabar grupė mokslininkų sukūrė naują analizės įrankį, kuris leido paversti NASA TESS teleskopą kur kas ambicingesnių paieškų įrankiu, ir paskelbė atradę daugiau nei 10 tūkstančių naujų planetų kandidačių. Projekto T16 idėja buvo mašininio mokymo algoritmais apdoroti žvaigždžių šviesio kitimo duomenis, pasiekiant 16 kartų blausesnes žvaigždes, nei įprasta TESS analizės įrankių riba. Tokių žvaigždžių vien pirmųjų teleskopo darbo metų duomenyse rasta beveik 84 milijonai, o tarp jų algoritmai atrinko 11 554 planetų kandidatus, iš kurių 10 091 yra visiškai nauji. Tai daugiau nei padvigubina bendrą žinomų TESS kandidačių skaičių. Rankiniu būdu peržiūrėti 83 milijonus šviesos kreivių būtų neįmanoma, nes net ir didelei komandai užtruktų ne vienus metus. Algoritmas darbą atlieka per sekundes ar minutes. Kad patvirtintų savo įrankio patikimumą, tyrėjai iškart patikrino ir patvirtino vieną kandidatę: naudodami 6,5 metro Magelano teleskopą Čilėje, jie radialinių greičių metodu patvirtino karštąjį Jupiterį aplink žvaigždę TIC 183374187. Ši maždaug Jupiterio masės dujinė milžinė apsisuka aplink savo žvaigždę per vos kelias dienas. Dauguma naujųjų kandidačių dar reikalauja papildomų stebėjimų, kad galėtume patikimai atskirti jas nuo klaidingų signalų, tokių kaip dvinarių žvaigždžių užtemimai, žvaigždžių pulsacijos ar instrumentinis triukšmas. Tačiau atradimo mastas yra beprecedentis ir rodo, kaip stipriai mašininio mokymo algoritmai gali praplėsti egzoplanetų tyrimų lauką. TESS, paleistas prieš aštuonerius metus, stebėjimus vis dar tęsia, o T16 komanda jau apdoroja naujus duomenis, taigi dabartinis derlius yra tik pradžia. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Planetų formavimasis prie dvinarių žvaigždžių. Dvinarės žvaigždės yra įprastas reiškinys mūsų Galaktikoje; tokiose sistemose randame apie pusę Paukščių Tako žvaigždžių. Ilgą laiką astronomai manė, kad nuolat kintanti žvaigždžių poros gravitacija turėtų trukdyti aplink jas formuotis planetoms. Tad tokios fantastinės planetos, kaip Žvaigždžių karų Tatuinas, atrodė liksią tik ekranuose ar puslapiuose. Tačiau pastaraisiais metais vis atrandama planetų, skriejančių aplink dvinares žvaigždes, dažnai gana nemenkais atstumais, dešimteriopai viršijančiais Žemės nuotolį nuo Saulės. O dabar mokslininkai parodė, kad planetos aplink dvinares žvaigždes gali formuotis net lengviau nei aplink pavienes. Tyrėjų komanda suskaičiavo hidrodinaminių skaitmeninių modelių rinkinį, kuriais sekė dujų diskų raidą aplink jaunas dvinares žvaigždes. Modeliai parodė, kad disko vidinėje dalyje, arti dvinarės, tikrai egzistuoja „draudžiamoji zona“: maždaug iki 50 astronominių vienetų nuo žvaigždžių poros stiprūs gravitaciniai efektai neleidžia gimti planetoms. Tačiau už šios zonos diskas kaip tik tampa itin palankia aplinka: jo paties gravitacija sukelia fragmentaciją ir gamina daug protoplanetų. Realistiški diskai aplink dvinares vidutiniškai suformuoja daugiau protoplanetų – apie devynias – lyginant su diskais aplink pavienes žvaigždes, kur susidaro 7,5. Be to, didesnė dalis atsiradusių protoplanetų patenka į dujinių milžinių masių diapazoną, o ne į rudųjų nykštukių ar mažų žvaigždžių. Kitaip tariant, sąlygos prie dvinarės žvaigždės yra palankesnės būtent planetinės masės kompanionių susidarymui. Diskai aplink plačiau atskirtas dvinares fragmentuoti ima anksčiau ir tą daro efektyviau nei aplink artimesnius. Tiesa, modeliai taip pat rodo, kad dvinarių diskuose dinaminės sąveikos dažniau išmeta protoplanetas iš sistemos, kur jos tampa laisvai klajojančiais objektais, skriejančiais tipiniu 2–6 km/s greičiu tarpžvaigždinėje erdvėje. Tyrimo rezultatai publikuojami MNRAS.

***

Mažiausios žvaigždės beveik neturi subneptūnų. Aplink Saulės tipo žvaigždes dažniausiai pasitaikančios planetos yra sub-Neptūnai ir superžemės. Pirmajam tipui priklauso planetos, šiek tiek mažesnės už Neptūną, gaubiamos storos dujinės atmosferos, o antrajam – didesnės už Žemę uolinės planetos. Vidutiniškai Paukščių Take jų kiekvienai žvaigždei tenka bent po vieną. Tačiau Saulės tipo žvaigždės sudaro tik mažumą Galaktikos žvaigždžių. Daugumą – apie 70 procentų – sudaro M tipo nykštukės, bent dvigubai mažesnės už mūsiškę. Dėl silpnos šviesos jas ilgai buvo sunku tirti. Dabar tyrėjai, naudodami NASA TESS teleskopo duomenis, atliko iki šiol giliausią sisteminę planetų paiešką aplink mažas ir rado netikėtą rezultatą: prie jų beveik nebūna sub-Neptūnų. Tarp 8 134 tirtų žvaigždžių tyrėjai atrinko 77 tranzituojančių planetų kandidates. Atsižvelgę į aptikimo tikėtinumą priklausomai nuo sistemos geometrijos, planetos dydžio ir kitų parametrų, jie apskaičiavo, kad kiekvienai tokiai žvaigždei tenka maždaug 1,1 planetos didesnės nei Žemė su periodais iki 30 dienų. Šis skaičius panašus ir į gaunamą analizuojant kiek didesnes žvaigždes. Tačiau planetų dydžių pasiskirstymas pasirodė gerokai kitoks. Aplink Saulės tipo ir truputį mažesnes žvaigždes skriejančių planetų dydžiai pasiskirstę vadinamuoju dvigubo piko skirstiniu. Tai reiškia, kad yra santykinai daug superžemių bei santykinai daug sub-Neptūnų, o tarpinio dydžio planetų – gerokai mažiau. Tie dydžiai vadinami „spindulio slėniu“. O aplink naujajame darbe tirtas mažiausias žvaigždes šis slėnis dingsta – pasiskirstymas turi tik vieną piką ties 1,25 Žemės spindulio. Tai gana tipinis superžemės dydis; jų šiose sistemose net pusšešto karto daugiau už sub-Neptūnus. Iš dalies sub-Neptūnų trūkumą gali paaiškinti fotoevaporacija: santykinai didelis mažų žvaigždžių aktyvumas lengviau nuplėšia artimų planetų atmosferas. Visgi vien šis procesas nesukurtų tokio radikalaus sub-Neptūnų trūkumo. Rezultatai geriau dera su modeliais, kuriuose mažiausių žvaigždžių planetos formuojasi iš vandenimi turtingų uolienų. Tokiu atveju vietoj dujinių sub-Neptūnų susidaro vandenimi turtingi pasauliai, kurių spindulys artimesnis superžemių dydžiui. Taip pat įdomu, kad karštųjų jupiterių aplink šias žvaigždes nerasta visai. Tai leidžia spręsti, kad tokių planetų turi ne daugiau nei viena iš 80 tirtos imties žvaigždžių. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astronomical Journal.

***

Priešmirtiniai žvaigždžių sukimosi pokyčiai. Žvaigždės gimsta sukdamosi greitai, bet per gyvenimą paprastai sulėtėja nuo šimto iki tūkstančio kartų. Saulė irgi pamažu lėtėja, nes magnetinio lauko linijos sukabina žvaigždę su visu heliosferos burbulu, kurio pakraščius stabdo sąveika su aplinkine tarpžvaigždine medžiaga. Stabdymo efektyvumas priklauso ir nuo medžiagos judėjimo žvaigždės viduje: jei greičiau besisukanti medžiaga išstumiama į šalis, žvaigždė lėtėja labiau. Ar reiskiniai, valdantys procesą Saulėje, būdingi ir kitoms žvaigždėms, kol kas nežinia. Ypač tai aktualu masyvioms žvaigždėms prieš pat mirtį, nes nuo sukimosi priklauso ir supernovos sprogimo detalės. Naujame tyrime pirmą kartą pristatomi trimačiai magnetohidrodinaminiai masyvios žvaigždės skaitmeniniai modeliai, rodantys, kaip konvekcija, sukimasis ir magnetiniai laukai sąveikauja žvaigždės sluoksnyje, kuriame deguonis virsta sunkesniais elementais. Tyrėjai patvirtino, kad vidinių sluoksnių sukimasis ir magnetinis laukas vystosi kartu, panašiai kaip Saulės dinamas – procesas, palaikantis mūsų žvaigždės magnetinį lauką. Gautas ir netikėtas rezultatas: judesio kiekio momentas, nusakantis medžiagos sukimosi stiprumą, kartais gali būti pernešamas ne tik į išorę, bet ir į vidų. Tai reiškia, jog kartais gyvenimo pabaigoje žvaigždė gali imti greitėti, o sukimosi kitimo pobūdis priklauso nuo magnetinio lauko geometrijos ir konvekcijos greičio santykio su sukimusi – vadinamojo Rosbi skaičiaus. Kai kuriose masyviose žvaigždėse lėtas sukimasis prieš galutinį kolapsą gali būti apskritai neįmanomas. Remdamiesi trimačio modelio duomenimis, tyrėjai sukūrė pirmąjį vienmatį judesio kiekio momento magnetinės pernašos modelį, kuris atkuria trimatę elgseną, bent jau kai dinamo procesas yra daugmaž nusistovėjęs. Ankstesni panašūs vienmačiai modeliai neįtraukdavo magnetinio lauko poveikio žvaigždės viduje ir visada tik lėtindavo žvaigždę. Tyrėjų komanda planuoja išplėsti modelius iki viso žvaigždžių masių diapazono, nuo mažiausių iki masyviausių. Taip pat jie ketina apskaičiuoti sukimosi tempo prognozes įvairioms raidos stadijoms. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal.

***

Geležies jonizacija žvaigždžių žybsniuose. Kai iš geležies atomo išmušamas vidinio sluoksnio elektronas, likusieji, stengdamiesi užpildyti tuštumą, paskleidžia 6,4 kiloelektronvoltų energijos rentgeno spinduliuotę. Ši vadinamoji geležies Kα linija yra svarbus diagnostinis įrankis astronomijai. Ji aptinkama Saulės ir kitų žvaigždžių žybsnių spektruose ir gali padėti nustatyti žybsnio vietą ir dydį žvaigždės paviršiuje net be tiesioginių vaizdų. Tačiau kuris procesas išmuša tą elektroną – fotojonizacija rentgeno fotonais iš karštos žybsnio plazmos ar susidūrimai su didelės energijos elektronais žybsnio pradžioje? Ilgą laiką neturėjome net užuominų, kuris procesas dominuoja. Naujame tyrime pateikiamas aiškus atsakymas: svarbesnė yra fotojonizacija. Tyrimo autoriai keletą dienų vienu metu stebėjo trinarės žvaigždžių sistemos Avino UX superžybsnį dviem kosminiais teleskopais: NASA rentgeno teleskopu NICER, esančiu Tarptautinėje kosminėje stotyje, ir Japonijos ultravioletinių spindulių teleskopų Hisaki. Superžybsnis paskleidė panašų kiekį energijos abiejuose stebėtuose ruožuose – keliasdešimt tūkstančių kartų daugiau, nei galingiausi Saulės žybsniai, – tačiau šviesio pasiskirstymas laike gerokai skyrėsi. Ultravioletinė spinduliuotė, kurią daugiausiai skleidžia aukštos energijos elektronai, pasiekė piką maždaug 1,4 valandos anksčiau nei rentgeno spinduliuotė. Geležies Kα linija intensyvumo piką pasiekė kartu su šiluminiu rentgeno maksimumu, o ne su ultravioletinės spinduliuotės piku. Tai aiškiai rodo, kad dominuojantis Kα linijos generavimo mechanizmas yra fotojonizacija: karšta plazma žybsnio kilpoje spinduliuoja rentgeno fotonus, kurie atsimuša į geležies atomus žvaigždės paviršiuje ir išmuša vidinius elektronus, sudarydami sąlygas Kα linijai formuotis. Šis rezultatas leis astronomams nuo šiol naudoti geležies Kα linijos savybes kaip patikimą diagnostinį įrankį – pagal jos intensyvumą ir laiką galima nustatyti žybsnio geometriją ir vietą žvaigždės paviršiuje. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal.

***

Nykštukinės palydovės liekanos Galaktikos diske. Paukščių Takas užaugo rydamas mažesnes galaktikas. Per milijardus metų jų žvaigždės ir tamsioji medžiaga išsisklaidė mūsų Galaktikoje. Visgi susimaišymas nėra absoliutus: astronomai gali atpažinti prarytų galaktikų liekanas pagal žvaigždžių orbitų savybes ir cheminę sudėtį. Dauguma žinomų žvaigždžių su mažai metalų – už helį sunkesnių elementų – savo sudėtyje randamos Galaktikos hale, bet ne disko plokštumoje. Bet dabar tyrėjų grupė ištyrė 20 labai metalais skurdžių žvaigždžių, kurios skrieja būtent Galaktikos plokštumoje, ir mano aptikę seniai prarytos nykštukinės galaktikos pėdsakus. Tyrėjai pasitelkė aukštos skyros spektrinius duomenis ir detaliai išnagrinėjo žvaigždžių cheminę sudėtį. Jau seniau buvo žinoma, kad šios žvaigždės turi mažiau nei šimtadalį tiek metalų, kiek Saulė, taigi yra vienos skurdžiausių metalais žvaigždžių Paukščių Take. Be to, jų orbitos nenutolsta daugiau nei keturių kiloparsekų nuo Galaktikos disko plokštumos, ir visos pasižymi gana dideliu elipsiškumu. 11 žvaigždžių sukasi aplink Paukščių Tako centrą ta pačia kryptimi, kaip diskas, o likusios – priešinga. Visos šios savybės rodo, kad žvaigždės nesiformavo pačiame diske, o įkrito į jį iš kur nors kitur. Paaiškėjo, kad visų 20 žvaigždžių cheminė sudėtis labai panaši. Cheminių elementų tarpusavio santykių sklaida šioje grupėje yra mažesnė nei Galaktikos halo žvaigždėse. Tokia situacija primena uždarą sistemą, kaip nykštukinė galaktika, kurioje cheminė evoliucija vyko vienalytiškai. Be to, stroncio, bario ir europio santykiai su geležimi panašūs į klasikinių nykštukinių galaktikų žvaigždžių. Cheminė sandara byloja, kad žvaigždės formavosi iš medžiagos, kurią praturtino aukštos energijos supernovos ir hipernovos, greitai besisukančių masyvių žvaigždžių vėjai ir neutroninių žvaigždžių susiliejimų sukelti gama spindulių žybsniai, bet ne baltųjų nykštukių sprogimai. Tai irgi patvirtina kilmę iš mažos nykštukinės galaktikos, kuri greičiausiai įkrito į Paukščių Taką anksčiau, nei joje pradėjo sproginėti baltosios nykštukės – tam paprastai reikia bent milijardo metų po pirmųjų žvaigždžių susiformavimo. Tai, kad žvaigždžių cheminė sudėtis nepriklauso nuo jų sukimosi krypties, dera su kosmologinių modelių rezultatais; šie rodo, kad akrecija jaunoje Visatoje gali natūraliai sukurti žvaigždžių populiacijas, kurios susideda iš abiem kryptimis besisukančių orbitų daugmaž vienoje plokštumoje. Šią hipotetinę pirmtakę, įsiliejusią į Paukščių Taką prieš daugiau nei 10 milijardų metų, tyrėjai pavadino Lokiu. Tiesa, žvaigždžių imtis maža, tad Galaktikos disko plokštumoje gali slypėti ir kelių suvalgytų galaktikų pėdsakai. Būsimos didelio masto spektroskopinės apžvalgos, tokios kaip WEAVE ir 4MOST, padės patikrinti, ar Lokis tikrai buvo viena sistema, ir galbūt atras daugiau panašių prarytų galaktikų liekanų. Tyrimo rezultatai publikuojami MNRAS.

***

Struktūrų Visatoje esama įvairaus dydžio, ir jos dažnai telkiasi hierarchiškai: mažesnės grupuojasi į didesnes, šios – į dar didesnes, ir taip toliau. Čia matome galaktikų juostą, vadinamą Markariano grandine, kuri yra arti Mergelės spiečiaus centro. Daugiau nei 2000 galaktikų jungiantis Mergelės spiečius yra artimiausias mums toks telkinys. Bent septynios grandinės galaktikos juda panašiais greičiais ir kryptimis, o tai rodo, kad jos greičiausiai susijusios. Kitos, panašu, pateko į grandinę atsitiktinai.

***

Rentgeno taškelis pakeliui į kvazarą. Nagrinėdami James Webb teleskopo duomenis astronomai aptiko šimtus mažų, raudonų objektų jaunoje Visatoje. Juos pavadino gana prozaiškai: „mažaisiais raudonaisiais taškeliais“ (angl. Little Red Dots, LRD). Daugelis mokslininkų mano, kad tai aktyvūs galaktikų branduoliai, gaubiami tankių dujų, kurios maskuoja įprastus augančių juodųjų skylių požymius – ryškią ultravioletinę šviesą ir rentgeno spindulius. Tačiau yra ir alternatyvių paaiškinimų, o kuris teisingiausias, iki šiol nebuvo aišku. Dabar Chandra rentgeno observatorijos ir James Webb duomenų palyginimas atskleidė objektą, kuris gali būti tarpinė grandis tarp LRD ir įprastų aktyvių branduolių. Šis „rentgeno taškelis“, oficialiai 3DHST-AEGIS-12014, matomas iš maždaug 11,8 milijardo metų praeities. Jis turi beveik visus LRD požymius: yra mažas, raudonas, su šiluminiu spektru ir plačiomis spektro linijomis, rodančiomis greitai judančias dujas aplink masyvų objektą. Tačiau, skirtingai nuo kitų LRD, jis ryškiai šviečia ir rentgeno ruože. Tyrėjai siūlo interpretaciją, kad šis objektas gali būti pereinamojoje stadijoje tarp LRD ir įprasto aktyvaus branduolio. Pagal populiariausią LRD modelį, gaubiančios dujos sugeria visus rentgeno spindulius, generuojamus arti juodosios skylės. Tačiau skylei ryjant aplinkinį dujų apvalkalą, jame atsiranda skylių, pro kurias rentgeno spinduliuotė gali prasiskverbti. Galiausiai visos dujos suryjamos, apvalkalas dingsta ir objektas tampa įprastu aktyviu branduoliu. Chandra duomenyse pastebimos ir rentgeno šviesio variacijos – tai dera su idėja, kad besisukančiame dujų debesyje tankesni ir retesni regionai pakaitomis užstoja ir atveria juodąją skylę. Jei ši interpretacija pasitvirtins, rentgeno taškelis bus pirmas tokio tipo pereinamasis objektas ir stipriausias įrodymas, kad LRD centre iš tiesų slypi augančios supermasyvios juodosios skylės. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal Letters.

***

Mažiausios galaktikos kaip ankstyvosios Visatos termometras. Paukščių Taką supa dešimtys palydovinių galaktikų. Kai kurios iš jų sudaro po kelis procentus mūsų Galaktikos masės, o mažiausios gali būti ir milijonus kartų mažesnės. Pačiose mažiausiose išvis randame vos kelis šimtus žvaigždžių. Šios galaktikos formuojasi mažuose tamsiosios materijos haluose ir yra tokios trapios, kad jų savybės stipriai priklauso nuo sąlygų, vyravusių ankstyvojoje Visatoje. Dabar tyrėjų komanda, naudodama pažangų mažų galaktikų augimo modelį, suskaičiavo iki šiol didžiausią ir tiksliausią tokių galaktikų kosmologinių modelių rinkinį. Modeliai apėmė 65 halus, atrinktus iš aplinkų, panašių į Vietinę galaktikų grupę. Skaičiavimai atlikti su itin aukšta masės skyra – vos 4 Saulės masės vienam skaičiavimo elementui, kai įprastai panašaus pobūdžio modeliai mieliau renkasi bent kelis tūkstančius. Šie sprendimai leido sekti galaktikas nuo pirmųjų žvaigždžių gimimo iki šiandienos, įskaitant ir tuos halus, kurie per daugiau nei 13 milijardų metų taip ir nesuformavo nė vienos žvaigždės. Paaiškėjo, kad mažiausios galaktikos turi po maždaug tūkstantį žvaigždžių – tiek jų gali susiformuoti per vieną žvaigždėdaros epizodą, o vėliau vos vienas supernovos sprogimas išsklaido likusias dujas. Taip pat mokslininkai ištyrė, kokią įtaką mažųjų galaktikų formavimuisi turi Laimano-Vernerio spinduliuotės fonas – ultravioletinė spinduliuotė, kuri ardo molekulinį vandenilį ir taip trukdo dujoms atvėsti ir formuoti žvaigždes. Paaiškėjo, kad šis ankstyvasis spinduliuotės fonas veikia kaip ribotuvas: esant silpnesniam fonui, žvaigždės atsiranda jau haluose, kurių masė siekia apie 10 milijonų Saulės masių, o jį sustiprinus – tik nuo maždaug 100 milijonų. Halams, kurių masė viršija ribą, Laimano-Vernerio spinduliuotės intensyvumas praktiškai neturi įtakos. Taigi itin blausios nykštukinės galaktikos veikia kaip ankstyvosios Visatos termometras; tokį ryšį galima palyginti su derliumi rudenį, iš kurio galime šį tą spręsti apie pavasario orus. Veros Rubin observatorija, netrukus pradėsianti milžinišką apžvalginių stebėjimų projektą, turėtų atrasti daug naujų tokių galaktikų aplink Paukščių Taką ir toliau. Jų savybių palyginimas su šių modelių rezultatais galėtų atskleisti, kokios sąlygos vyravo Visatoje, kai jai buvo mažiau nei 500 milijonų metų. Tyrimo rezultatai publikuojami MNRAS.

***

Kokia yra mūsų Visatos geometrija? Ji gali būti uždara (panaši į rutulio paviršių), atvira (panaši į balną) arba plokščia (kaip plokštuma). Ilgą laiką manėme, kad ji turėtų būti plokščia, tačiau 2019 metais kosminės foninės spinduliuotės duomenų analizė parodė, jog galimai tinkamesnė yra uždara geometrija. Nuo tada besitęsiančios paieškos galutinio rezultato nedavė. Plačiau pasakoja Dr Becky:

***

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

Laiqualasse