Plazma kartais vadinama ketvirtąja medžiagos agregatine būsena. Tai dujos, kuriose bent dalis elektronų atplyšę nuo savo atomų, taigi visoje terpėje esama laisvų krūvį turinčių dalelių. Dėl šios priežasties plazma su magnetiniu lauku sąveikauja labai kitaip, nei neutralios dujos, o tai sukelia įdomių astronominių reiškinių. Ir šiaip plazmos pilna visur kosmose – nuo tarpplanetinės erdvės iki tarpgalaktinės. Tarpplanetinėje erdvėje Saulės vėjas susiduria su planetomis, pavyzdžiui Marsu, kuriame veikia labai panašūs procesai, kaip ir Žemėje, nepaisant to, kad Raudonoji planeta neturi globalaus magnetinio lauko. Jupiterio palydovo Ijo ugnikalniai spjaudo dujas, kurios irgi virsta plazma ir sklinda planetos magnetosferoje; dabar žinome, kiek laiko toks plitimas trunka. Tarpgalaktinė plazma iškreipia radijo bangų signalus, o šį reiškinį galima panaudoti pačios plazmos pasiskirstymui matuoti. Kitose naujienose – privati palydovų gelbėjimo misija, tvirčiausias egzopalydovo aptikimas ir tolima galaktika, besiformuojanti iš besijungiančių penkių. Gero skaitymo!
***
Penktadienį SpaceX vėl išbandė naujausią erdvėlaivį Starship. Tai buvo jau tryliktas bandomasis skrydis, ir šįkart – daug sėkmingesnis, nei ankstesni. Nors raketa-nešėja nusileido nesėkmingai, pats erdvėlaivis pakilo, apskriejo didžiąją dalį Žemės, paleido kelis Starlink palydovus ir nusileido vandenyne. Plačiau pasakoja The Space Race:
***
Privati palydovų gelbėjimo misija. Antradienį į orbitą pakilo dvirankis kosminis robotas, kurio užduotis – pratęsti trijų palydovų darbą, pritvirtinant prie jų reaktyvines kuprines. Tai jau antra tokia palydovus gelbstinti misija vien šį mėnesį – liepos 3 dieną panaši misija pakilo gelbėti kosminio teleskopo. Abi misijos yra dalis augančio judėjimo išlaikyti erdvėlaivius veikiančius kuo ilgiau ir taip sutaupyti milijonus dolerių, eurų ar kitos valiutos. SpaceX paleistas Northrop Grumman palydovas, pavadintas misijos robotiniu prietaisu (MRV) – kartu su trim kuprinėmis praleis ištisus metus manevruodami į reikiamą geostacionarią orbitą maždaug 30 000 kilometrų aukštyje virš Žemės. Šioje orbitoje šimtai palydovų aplink Žemę ratą apsuka tiksliai per parą, todėl nuolat kybo virš tos pačios paviršiaus vietos ir užtikrina nepertraukiamą ryšį. Maždaug 2027-ųjų viduryje mikroautobuso dydžio aparatas savo devynių metrų ilgio rankomis prisegs kuprinę prie senstančio ryšių palydovo, o paskui nuskris prie dar dviejų. Trys reaktyvinės kuprinės pakilo kartu su MRV, tačiau greitai nuo jo atsiskyrė ir naudodamos ksenono dujų variklius pačios pasuko į reikalingą orbitą, kur lauks atskrendančio MRV. Kiekviena skalbimo mašinos dydžio kuprinė suteiks kurą baigusiam palydovui pakankamai traukos veikti dar keletą metų. Jei toks misijos prailginimas bus sėkmingas, tai bus labai naudinga palydovų operatoriams – Liuksemburgo SES ir Australijos Optus, – kurie sutaupys milijonus, kuriuos priešingu atveju reikėtų išleisti palydovų pakeitimui. Tai naujausias Northrop Grumman žingsnis palydovų aptarnavimo srityje: 2019 ir 2020 metais bendrovė jau paleido porą aparatų, kurie prisikabino prie silpstančių palydovų ir pratęsė jų gyvenimą. Naujieji robotai suprojektuoti universalesni: ateityje jie galėtų remontuoti ir perkelti veikiančius palydovus ar net prisikabinti prie nebeveikiančių, kad pašalintų juos iš perpildytų orbitų. Tuo tarpu liepos pradžioje kompanijos Katalyst Space Technologies paleistas palydovas Link šiuo metu bandomas orbitoje, o tada siųs jį gelbėti NASA Swift observatorijos – 2004 metais paleisto gama spindulių teleskopo, kurio orbita dėl pastarojo meto Saulės aktyvumo leidžiasi sparčiau nei tikėtasi. Abi misijos yra besikeičiančio požiūrio į orbitinę infrastruktūrą atspindžiai. Seniau palydovai būdavo „vienkartiniai“, paleidžiami konkrečiam numatytam laikotarpiui, o gedimai išvesdavo prietaisus iš rikiuotės ir dažnai palikdavo skrieti orbitoje ilgiems laikams kaip šiukšles. Nenumaldomai augant objektų skaičiui, auga susidūrimų pavojus, tad kyla poreikis tiek prailginti palydovų darbą kiek įmanoma, tiek juos suremontuoti, tiek sunaikinti nepataisomai sugedusius ar sudužusius.
***
Nematomoji Mėnulio pusė patikslina bombardavimo istoriją. Ankstyvoji Saulės sistema buvo gana chaotiška, lyginant su šiandienine. Daugybė asteroidų ir kometų nuolat trankėsi į jaunas planetas. Bet ar tie smūgiai vyko tolygiai, palaipsniui retėdami, ar būta staigaus, intensyvaus sustiprėjimo maždaug prieš 3,9 milijardo metų, vadinamo Vėlyvuoju sunkiuoju bombardavimu? Šis klausimas planetologams svarbus dar ir tuo, kad duoda atsakymų, kokiomis sąlygomis Žemėje formavosi pirmoji gyvybė. Mėnulis yra idealus šių procesų liudininkas: skirtingai nuo Žemės, kur erozija, vulkanizmas ir plokščių tektonika ištrynė senovinius pėdsakus, jis išsaugojo milijardų metų smūgių įrašą. Tačiau iki šiol beveik viskas, ką žinojome, buvo pagrįsta mėginiais iš artimosios, į Žemę atsuktos pusės. Dabar geomokslininkai, ištyrę pirmąsias uolienas iš tolimosios pusės, teigia, kad bombardavimas tolygiai silpo, o Vėlyvojo bombardavimo nebuvo. Chang’e-6 misija 2024 metais pargabeno pirmuosius mėginius iš milžiniško Pietų ašigalio-Aitkeno baseino tolimojoje Mėnulio pusėje. Tyrėjai išmatavo dviejų argono izotopų, argono-39 ir argono-40, gausos santykį 28-iuose fragmentuose. Šis santykis veikia kaip laikrodis, nes argono-40 gausa uolienoje auga laikui bėgant, skylant radioaktyviam kaliui. Laikrodis įsijungia tada, kai uoliena sustingsta, todėl gausos santykis nurodo laiko tarpą, praėjusį nuo uolienos susiformavimo. Gautieji amžiai apėmė intervalą nuo maždaug 4,33 iki 1,13 milijardo metų – iš viso daugiau nei tris milijardus metų Mėnulio istorijos. Svarbiausias galutinei išvadai buvo amžių pasiskirstymas: trys fragmentai datuoti maždaug 4,16 milijardo metų, o štai laikotarpiui nuo 4,0 iki 3,7 milijardo priklausė vos du. Jei būtų vykęs staigus bombardavimo sustiprėjimas, dauguma amžių turėtų telktis apie 3,9 milijardo metų, tačiau rezultatai rodo kaip tik priešingai. Tyrėjai daro išvadą, kad tolimosios pusės bombardavimas pasižymėjo lėtu, ilgalaikiu silpimu, kurį retkarčiais paįvairino vėlesnių smūgių. Tolimoji pusė šią informaciją išsaugojo švariau, nes ją mažiau paveikė vėlesni geologiniai įvykiai, tokie kaip lavos išsiliejimai, suformavę Mėnulio jūras. Tyrimo rezultatai publikuojami Science Advances.
***
Venera tebėra tektoniškai aktyvi. Venerą ilgai laikėme geologiškai mirusia planeta. Skirtingai nuo Žemės, ji neturi judančių tektoninių plokščių tinklo, tad paviršius atrodo ganėtinai vienalytis. Tačiau pastarųjų metų tyrimai piešia kitokį vaizdą: Venera tebėra „gyva“ ir greičiausiai netgi turi aktyvių ugnikalnių. Vienas ryškiausių tektoninio aktyvumo požymių yra plyšių slėniai, arba riftai – milžiniški įtrūkiai, atsirandantys, kai planetos pluta įsitempia ir plyšta. Du pavyzdžiai Žemėje yra Rytų Afrikos plyšių sistema ir Vidurio Atlanto riftas; o Veneroje analogiškos sistemos gali driektis iki 10 000 kilometrų. Vis dėlto kol kas neaišku, kada šie plyšiai susiformavo. Įprastai manoma, kad jie senesni nei 100 milijonų metų, taigi yra tolimos praeities liekanos. Dabar mokslininkai, naudodami naują skaitmeninį modelį, parodė, kad kai kurie plyšiai galėjo susiformuoti visai neseniai, taigi Venera greičiausiai tebėra tektoniškai aktyvi. Tyrėjai pirmą kartą sumodeliavo Veneros plyšius didelės skiriamosios gebos trimačiais modeliais; ankstesni darbai rėmėsi supaprastintomis prielaidomis ir daugiausia buvo dvimačiai. Modeliai atskleidė, kad palei plyšių slėnių kraštus susiformuoja platūs iškilimai – vadinamieji riftų šonai. Tačiau jie egzistuoja praktiškai tik tada, kai plyšys geologiškai jaunas ir vis dar juda arba judėti nustojo visai neseniai. Nustojus judėti, šonai greitai pradeda sėsti: kuo senesnė plyšių sistema, tuo jos šonai žemesni ir platesni. Per keletą milijonų metų iškilimų nebelieka. Skirtingai nuo Žemės, kur reljefą palaipsniui nugremžia erozija, Veneroje šonai sėda dėl plutos atsipalaidavimo. Modeliai taip pat parodė, kad plyšiai plečiasi kur kas sparčiau, nei manyta – nuo trijų iki 10 centimetrų per metus. Palyginę modelius su erdvėlaivio Magellan prieš tris dešimtmečius darytomis nuotraukomis, tyrėjai rado tris regionus – Ganijos, Dalijos ir Devanos griovius (angl. Ganis, Dali ir Devana Chasmata), – kurių platūs, statūs šonai rodo juos esant jaunus. Kitaip tariant, šie plyšiai vis dar aktyvūs arba buvo aktyvūs visai neseniai, o jų aktyvumas gali būti susijęs su nesenu energingu mantijos pliumų aktyvumu. Įdomu, kad kaip tik Ganijos griovio apylinkėse buvo aptikti vieni tvirčiausių tebevykstančio vulkanizmo požymių. Rezultatai padės parinkti tirtinus regionus ateities misijoms – ESA EnVision ir du NASA zondai jau po keleto metų išskris į Venerą. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Geoscience.
***
Miniatiūrinis magnetinis ciklas Marse. Pašvaistės kyla, kai elektringos Saulės vėjo dalelės susiduria su planetos atmosfera. Žemėje šį procesą valdo bendras magnetinis laukas, o energijos apytaką tarp Saulės vėjo ir magnetosferos aprašo vadinamasis Dungey ciklas: Saulės vėjo magnetinis laukas dieninėje pusėje prisijungia prie Žemės lauko, energija sukaupiama magnetosferos uodegoje, o vėliau vėl išsiskiria, sukeldama pašvaistes. Marsas neturi tokio bendro magnetinio lauko, nes prarado jį prieš milijardus metų. Vietoj to jo plutoje išsibarstę pavieniai magnetinio lauko „lopiniai” – įmagnetintų senovinių uolienų sritys. Dėl to Marso pašvaistės sudėtingos ir permainingos, o kaip tiksliai jos susidaro prie šių mažų lauko lopinių, buvo neaišku. Dabar tyrėjai, naudodami NASA MAVEN zondo duomenis, parodė, kad prie Marso plutos magnetinių laukų veikia miniatiūrinė Žemės magnetinio ciklo versija. Tyrėjai analizavo tiesioginius elektronų, jonų ir magnetinio lauko matavimus, kuriuos MAVEN atliko skriedamas pro įmagnetintas sritis. Paaiškėjo, kad energijos ir plazmos apytaka aplink plutos magnetinius laukus vyksta tokia pat seka kaip Žemės Dungey cikle, tik gerokai mažesniu masteliu. Marso plutos laukai maždaug 100 kartų silpnesni už Žemės bendrą lauką, o erdvinis proceso mastelis apie 20 kartų mažesnis. Tai iš esmės ta pati fizika, tik miniatiūrizuota: pastebėtas ir magnetinių linijų prisijungimas, ir plazmos cirkuliacija bei energijos išsiskyrimas, sukeliantis lokalias pašvaistes virš įmagnetintų plutos sričių. Šis atradimas svarbus platesniam plazmos procesų supratimui, nes rodo, kad tie patys esminiai plazmos fizikos principai veikia labai skirtingose planetose – nuo Žemės su galingu dipoliniu lauku iki Marso su fragmentuotais plutos lopiniais. Naujosios žinios papildo įvairovę būdų, kuriais planetos sąveikauja su savo kosmine aplinka, ir padeda geriau suprasti, ko tikėtis prie egzoplanetų, galinčių turėti panašiai netvarkingus magnetinius laukus. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Communications.
***
40 parų Ijo plazmos kelionė. Jupiterio palydovas Ijo yra vulkaniškai aktyviausias Saulės sistemos kūnas. Šimtai jo ugnikalnių be perstojo meta į erdvę sieros junginius ir kitokias dujas. Dalis šios išsiveržusios medžiagos jonizuojama ir suformuoja plazmos žiedą aplink Jupiterį, vadinamą Ijo toru. Iš čia plazma pamažu plinta tolyn per milžinišką Jupiterio magnetosferą iki pat jos uodegos. Tačiau kaip tiksliai ir kaip greitai plazma perduodama iš Ijo aplinkos į tolimąsias sritis, iki šiol nebuvo aišku. Dabar NASA Juno zondo komandos tyrėjai, sujungę tiesioginius matavimus orbitoje su antžeminiais stebėjimais, išmatavo kelionės trukmę. Jupiterio magnetinis laukas plazmą įkalina vadinamuosiuose srauto vamzdžiuose – magnetinio lauko linijų pluoštuose. Dėl itin greito planetos sukimosi plazma stumiama į išorę išcentrinių jėgų. Sąveikaujant magnetinei ir išcentrinei jėgoms, pagrindinis plazmos pernašos būdas yra srauto vamzdžių apsikeitimas: vidinis, plazmos prisipildęs vamzdis susikeičia vietomis su išoriniu, beveik tuščiu, panašiai kaip kylanti šilta ir besileidžianti šalta medžiaga verdančiame vandenyje. Naudodami Juno zondo JADE instrumento duomenis, surinktus nuo 2016 metų, tyrėjai nustatė, kad plazmos disko tankis tarp 10 ir 50 Jupiterio spindulių smarkiai kinta laikui bėgant. Ekstremaliais atvejais tankis skiriasi daugiau nei dešimt kartų. Padidėjusio tankio laikotarpiais stipriai svyruoja ir magnetinis laukas, ir tankis – tai būdingas srauto vamzdžių apsikeitimo požymis, rodantis, kad procesą paleidžia sustiprėjęs plazmos srautas iš Ijo. Mažesnio tankio periodais, priešingai, sistema rami ir svyravimų beveik nevyksta. Kad nustatytų pernašos trukmę, tyrėjai palygino Juno matavimus su Arizonoje stovinčio IoIO teleskopo nuotoliniais Ijo toro ryškumo stebėjimais. Ryškumas rodo, kiek medžiagos pastaruoju metu išmetė ugnikalniai. Šių dviejų duomenų rinkinių koreliacija atskleidė, kad vidutiniškai plazmai nukeliauti nuo Ijo iki disko srities tarp 10 ir 30 Jupiterio spindulių prireikia maždaug 40 parų. Rezultatai padeda suprasti ne tik Jupiterio sistemą, bet ir bendrus plazmos pernašos principus magnetosferose, įskaitant Žemės. Tyrimo rezultatai publikuojami JGR Space Physics.
***
Pirmasis tvirtas egzopalydovo aptikimas. Nors iki šiol aptikta daugiau nei 6 000 egzoplanetų, vis dar nėra nei vieno patvirtinto egzomėnulio. Kandidatų būta, tačiau visi jie liko ginčytini ar nepatvirtinti, dažniausiai dėl prastos signalo kokybės ir galimų įvairių duomenų interpretacijų. Štai vos prieš kelis mėnesius buvo pranešta apie egzopalydovo užuominas HD 206893 sistemoje, bet ir tai nebuvo tvirtas aptikimas. Naujame tyrime pristatomi duomenys, surinkti Europos pietų observatorijos Labai dideliu teleskopu (VLT), kurie atskleidžia palydovo egzistavimą sistemoje CD-35 2722 sistemoje, susidedančioje iš žvaigždės ir rudosios nykštukės. Sistemos centre yra maždaug dvigubai mažesnės masės nei Saulė žvaigždė CD-35 2722. Aplink ją skrieja rudoji nykštukė – objektas, per masyvus, kad būtų planeta, bet per menkas, kad jo viduje įsižiebtų termobranduolinės reakcijos; jos masė siekia daugiau nei 30 Jupiterio masių arba 3% Saulės masės. Aplink šią rudąją nykštukę ir skrieja naujai aptiktas kūnas, kurio masė yra bent 0,9 Jupiterio, o orbitos periodas – maždaug 170 parų. Vertinant vien pagal masę, jį įvardintume kaip planetą – Saulės sistemoje jis būtų masyvesnis net už Saturną. Tačiau jis skrieja ne tiesiai aplink žvaigždę, o aplink žvaigždės kompanionę. Todėl tyrėjai jį vadina egzopalydovu; termino „egzomėnulis“ jie vengia, mat šis neturi formalaus apibrėžimo ir turbūt netinka įvardinti dujinei milžinei prie rudosios nykštukės. Aptikimui panaudotas radialinių greičių metodas – tas pats, kuriuo 1995 metais rasta pirmoji egzoplaneta aplink į Saulę panašią žvaigždę. Metodas remiasi mažyčiais svyravimais: aplink skriejantis kūnas savo gravitacija truputį pastumdo rudąją nykštukę, o tai matoma jos spektro poslinkiuose. Tai pirmas kartas, kai šis metodas pritaikytas ieškant palydovų aplink rudąją nykštukę kompanionę. Tokių sistemų tyrimai svarbūs, nes rodo, kokia įvairi gali būti planetinių sistemų sandara ir formavimosi istorija. Kylantis ESO Ypatingai didelis teleskopas su 39 metrų veidrodžiu leis tuo pačiu metodu ieškoti ir mažesnių palydovų, kuriuos jau tikrai galėsime vadinti egzomėnuliais. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature.
***
Žvaigždė, testuojanti reliatyvumo ribas. Bendroji reliatyvumo teorija yra elegantiškas gravitacijos aprašymas, tačiau kasdienybėje jos beveik neprireikia – daugumai gravitacinių sąveikų apskaičiuoti puikiai pakanka Niutono visuotinės traukos dėsnio. Šis dėsnis pakankamas ir daugumai žvaigždžių Paukščių Take. Išimtis – kai kurios, skriejančios aplink Šaulio A* – supermasyvią juodąją skylę Paukščių Tako centre. Veikiant itin stipriai gravitacijai ir esant dideliems greičiams išryškėja subtilūs reliatyvistiniai efektai. Dar subtilesni yra skirtumai tarp jos ir alternatyvių gravitacijos teorijų, mėginančių suderinti reliatyvumą su kvantine fizika. Šias ribas patikrinti nepaprastai sunku, tačiau padėti galėtų naujai atrasta žvaigždė, pažymėta S301. Tai 301-oji patvirtinta žvaigždė, priklausanti S spiečiui aplink Šaulio A*, ir yra labiausiai reliatyvistinė kada nors stebėta žvaigždė. Ji yra kiek masyvesnė už Saulę, o juodąją skylę apskrieja per 8,7 metų – tai trumpiausias žinomas S žvaigždės periodas. Jos orbita itin ištęsta, artimiausiame taške priartėja iki maždaug 140 juodosios skylės spindulių, arba apie 24 astronominių vienetų. Kitaip tariant, jei Šaulio A* būtų Saulės sistemos centre, jos įvykių horizontas tilptų vos Merkurijaus orbitoje, o S301 artimiausiu momentu praskrietų tarp Urano ir Neptūno orbitų. Šiame taške ji viršija 8% šviesos greičio, arba 25 000 km/s. Toks greitis pakankamas, kad šiandieniniais instrumentais galėtume išmatuoti vadinamuosius antrinius reliatyvumo efektus – gravitacinį raudonąjį poslinkį ir skersinį Doplerio efektą, kuriuos laboratorijoje jau matėme. S301 suteiks galimybę juos stebėti gamtoje. Žvaigždės orbitos elipsė su kiekvienu apskriejimu pasisuka apie 2 laipsnius – irgi pakankamai, kad užfiksuotume, ir daug daugiau, nei Merkurijaus orbitos poslinkis, kuris yra viena klasikinių bendrosios reliatyvumo demonstracijų; jo atveju skirtumas tarp Einšteino ir Niutono prognozių per vieną orbitą mažesnis nei žmogaus širdies dūžio trukmė. Dar svarbesnė prognozė yra ta, kad S301 judėjimas leis patikrinti pačios juodosios skylės sukimąsi; sukimosi sukelti efektai yra tretiniai, taigi net S301 atveju sudaro tik 8% antrinių efektų stiprumo. Visgi tai pakankamai daug, kad turėtų pavykti juos atskirti. Didelis orbitos elipsiškumas leidžia manyti, kad S301 kadaise buvo dvinarės sistemos dalis. Porai priartėjus prie Šaulio A*, viena žvaigždė buvo pagauta, o kita išsviesta tolyn. Kol kas išmatuoti S301 spektrą trukdo Galaktikos centrą gaubiančios dujos ir dulkės, bet ateities milžiniškiems teleskopams, tokiems kaip Giant Magellan Telescope, tai pavyks. Tyrimo rezultatai arXiv.
***
Rausvos draiskanos, išsidėsčiusios lanku Kentauro žvaigždyne, yra sprogusios žvaigždės sustumtos dujos. Sprogimo šviesa mus pasiekė beveik prieš du tūkstantmečius – 185 metais, o ją pastebėjo ir aprašė senovės Kinijos astronomai. Šis įvykis laikomas pirmąja istoriniuose metraščiuose užfiksuota supernova.
***
Radijo žybsniai padeda rasti trūkstamą medžiagą. Fizikai gerai žino, kiek įprastos, arba barioninės, medžiagos buvo ankstyvojoje Visatoje netrukus po Didžiojo Sprogimo. Tačiau susumavus visą matomą medžiagą žvaigždėse ir galaktikose, gaunama tik apie dešimtadalis to kiekio. Kur dingo likusi įprasta medžiaga? Manoma, kad ji slypi milžiniškose tarpgalaktinėse erdvėse, tačiau ten jos tankis toks menkas – maždaug vienas protonas kubiniame metre – kad aptikti itin sunku. Dabar mokslininkai, panaudoję tolimus radijo signalus, ne tik aptiko šią trūkstamą medžiagą, bet ir nustatė, kaip ji pasiskirsčiusi. Naudoti signalai yra greitieji radijo žybsniai (FRB) – itin ryškūs, milisekundžių trukmės radijo bangų blyksniai, kylantys iš energingų reiškinių Visatoje. Keliaudamas per erdvę, kiekvieno FRB signalas išsitempia laike – aukštesnio dažnio bangos praeina greičiau, o žemo dažnio atsilieka. Kuo daugiau medžiagos signalas kerta, tuo labiau išsitempia. Šią savybę tyrėjai panaudojo kaip matuoklį. Iš CHIME radioteleskopo, kuris skirtas būtent FRB paieškoms, katalogo jie atrinko 2 870 pliūpsnių ir sugretino jų išsitempimą su beveik šešių milijonų galaktikų padėtimis iš DESI apžvalgos. Išmatavę išsitempimo mastą, tyrėjai galėjo tiesiogiai nustatyti, kiek medžiagos žybsnio bangos kirto, o palyginę su galaktikų padėtimis – kur ta medžiaga yra. Analizė atskleidė aiškų dėsningumą: trūkstama barioninė medžiaga telkiasi aplink galaktikų grupes ir spiečius, tačiau ne tankiu kamuoliu prie pat galaktikų, o išsklaidyta dideliu spinduliu, tarsi retas debesis. Tipiniai galaktikų dydžiai siekia apie 100 kiloparsekų, o trūkstamą medžiagą tyrėjai aptiko net iki maždaug 840 kiloparsekų nuotolio – kur kas toliau, nei prognozuoja daugelis skaitmeninių modelių. Medžiagą iš galaktikų išstumia juodųjų skylių čiurkšlės bei vėjai, sprogstančios žvaigždės ir kiti energingi procesai; naujieji rezultatai sustiprina įtarimus, kad šie procesai yra galingesni bei chaotiškesni, nei dažnai manoma. Tyrimas taip pat parodo, kad greitieji radijo žybsniai yra patikimas trūkstamos medžiagos paieškos įrankis, kurio tikslumas augs atrandant vis daugiau FRB ir matuojant jų išsitempimus. Tyrimo rezultatai publikuojami Physical Review Letters.
***
Kas lemia galaktikų vijų skaičių? Spiralinės galaktikos – vieni atpažįstamiausių Visatos objektų, o jų, atrodytų, paprasta struktūra turėtų būti lengvai paaiškinama. Tačiau taip nėra: spiralinių vijų kilmė ir savybės net po pusantro šimto metų nuo atradimo užduoda daugybę klausimų. Jei vijos būtų tiesiog žvaigždžių ir dujų sruogos, besisukančios apie centrą, jos greitai užsivyniotų: vidiniai disko regionai sukasi greičiau nei išoriniai, todėl per kelis apsisukimus vijos susisuktų tiek, kad išnyktų. Tai užtruktų vos kelis šimtus milijonų metų, tad dauguma galaktikų Visatoje neturėtų spiralinio rašto. O turi, taigi reikia kitokio paaiškinimo. Šiuo metu dominuojantis yra tankio bangų teorija: vijos yra bangos raštas, panašus į automobilių kamštį, kuris pats išlieka, nors jį sudarantys automobiliai nuolat keičiasi. Ši teorija paaiškina daug savybių, bet ne visas. Visų pirma, ji neatsako į klausimą, kodėl vijos išgyvena milijardus metų, mat egzistuoja jėgos, kurios turėtų jas slopinti. Su tuo susijęs ir kitas klausimas: kodėl vienos galaktikos turi dvi vijas, o kitos – tris ar daugiau? Dabar mokslininkai pateikia atsakymo dalį, pasitelkę ESA Euclid teleskopo duomenis. Euclid paleistas tirti Visatos plėtimosi, tačiau tie patys stebėjimai – galaktikų formų fiksavimas – leidžia atskirti vijas galaktikose už milijardų parsekų. Naudodami pirmąjį duomenų katalogą ir specialią programinę įrangą, tyrėjai suklasifikavo daugiau nei 380 000 galaktikų, kurių šviesa iki mūsų keliavo 4,3-7,8 milijardo metų. Paaiškėjo, kad maždaug 60–70 procentų spiralinių galaktikų turi dvi vijas, o 15–20 procentų – tris; likusios galaktikos turi arba vieną viją (maždaug kas šimtoji galaktika), arba jų vijų skaičiaus nustatyti nepavyko. Pastebėti keli dėsningumai: dvivijės galaktikos yra mažesnės masės, labiau koncentruotos bei turi didesnius centrinius telkinius. Tokiuose objektuose, įskaitant mūsų Paukščių Taką, tipinis žvaigždžių judėjimo greitis šiek tiek mažėja tolstant nuo centro, o tai sukuria didelį trynimąsi tarp gretimų medžiagos žiedų bei sudaro palankias sąlygas formuotis būtent dviejų vijų struktūrai. Masyvesnės bei santykinai mažesnius centrus turinčios galaktikos linkusios turėti daugiau vijų. Šie rezultatai sutampa su teoriniais skaičiavimais ir skaitmeniniais modeliais. Taip pat dvivijės galaktikos vidutiniškai formuoja mažiau žvaigždžių, tačiau tik dėl mažesnės bendros masės – lyginant vienodos masės galaktikas, žvaigždėdaros tempai panašūs nepriklausomai nuo vijų skaičiaus. Vieną viją turinčios galaktikos yra pačios mažiausios, panašios į kaimyninį Didįjį Magelano debesį. Tyrėjai pabrėžia, kad realybė sudėtingesnė nei trys standartinės klasės: mažai kuri galaktika yra grynai dvivijė ar trivijė, dažnos šakos ir atplaišos. Vis dėlto vijų skaičius pasirodo esąs ne vien išvaizdos bruožas, o rodiklis, atspindintis medžiagos – įskaitant tamsiąją – pasiskirstymą galaktikoje, taigi ir naujas įrankis tirti tai, ko tiesiogiai pamatyti negalime. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal.
***
Pagauta besiformuojanti milžiniška galaktika. Kiekviena galaktika, bent jau Paukščių Tako ar didesnė, per gyvenimą patyrė ne vieną susiliejimą. Jų metu galaktikos didėja, jų žvaigždžių populiacijos tampa sudėtingesnės, o struktūra – apvalesnė. Šie procesai ypač aktualūs didžiausioms šiandieninės Visatos galaktikoms, kurios paprastai randamos arti spiečių centrų ir yra ryškiausios juose. Pamatyti pačias pirmąsias tokio susirinkimo stadijas sunku, nes jos vyko labai seniai, taigi matomos tik labai tolimoje Visatoje. Astronomams ypač vertinga pagauti momentą, kai kelios masyvios galaktikos dar egzistuoja atskirai, bet jau yra taip arti viena kitos, kad neišvengiamai susilies. Naujame tyrime pristatoma būtent tokia sistema – kompaktiška protogrupė SCGG-z5, kurios šviesa mus pasiekia iš maždaug milijardo metų po Didžiojo Sprogimo. Šešios grupės narės patvirtintos spektroskopiškai pagal vandenilio alfa linijos spinduliuotę – ją skleidžia pašildytos vandenilio dujos, dažnai rodančios žvaigždžių formavimąsi ar juodosios skylės aktyvumą. Visos narės telpa maždaug 16 kiloparsekų skersmens srityje – maždaug tokio dydžio yra Saulės orbita Paukščių Take. Kiekvienos narės žvaigždinė masė siekia nuo šimtų milijonų iki septynių milijardų Saulės masių, o visos grupės – apie 12 milijardų Saulės masių žvaigždžių. Trys iš šešių narių formuoja žvaigždes sparčiau nei įprasta tokios epochos galaktikoms. Nuotraukos erdvinė skyra pakankama, kad tyrėjams pavyko išnagrinėti pavienių komponentų žvaigždėdaros pasiskirstymą. Trijose narėse žvaigždėdara intensyviausia centre ir silpsta link pakraščių, o žvaigždžių amžius auga tolstant nuo centro – tai rodo augimą iš vidaus į išorę, kuris būdingas daugumai galaktikų“. O štai masyviausios narės centre, priešingai, žvaigždėdara jau slopsta. Iš narių judėjimo greičių tyrėjai apskaičiavo grupės masę – apie du trilijonus Saulės masių, o tai reiškia, kad sistemą palaiko tamsiosios medžiagos dominuojamas halas, bent šimtą kartų masyvesnis už visas žvaigždes kartu sudėjus. Remiantis EAGLE kosmologinio skaitmeninio modelio rezultatais galima teigti, kad panašios grupės galutinai susilieja per dar 1-2 milijardus metų, o iki Visatos amžiaus vidurio susidariusios galaktikos žvaigždžių masė peržengia 100 milijardų Saulės masių ribą. Tai reiškia, kad SCGG-z5 greičiausiai yra retas žvilgsnis į būsimos ryškiausios grupės ar spiečiaus galaktikos susirinkimą, o konkrečiai – į fazę prieš pagrindinį komponentų susijungimą. Tyrimo rezultatai arXiv.
***
Štai tokios naujienos iš praėjusios savaitės. Kaip įprastai, laukiu jūsų klausimų ir komentarų.
Laiqualasse