Kas yra juodojoje skylėje? Niekas nežino, tačiau naujas teorinis modelis rodo, kad kartais ten gali slypėti neutroninė žvaigždė. O kas yra aplink juodąsias skyles? Irgi ne visada aišku, tačiau dabar aptikti tvirčiausi įrodymai, kad kai kurias jų gaubia fotosferos, tarsi žvaigždes. Taip pat atrastos trys supermasyvios juodosios skylės vienoje galaktikoje – įprastai tikėtumėmės vienos, galbūt dviejų. Kitose naujienose – dirbtiniu intelektu prognozuojamas Saulės aktyvumas, apgaulingas planetų sukimasis ir žybsnių dvinarėse žvaigždėse mechanizmas. Gero skaitymo!

***

Šįkart su iliustracija originalus nebūsiu. Saulės užtemimas kaustė visos Europos dėmesį, o keturiose šalyse buvo galima matyti ir pilną. Daugiausiai, žinoma, Ispanijoje, kur ir keliavo turistų srautai. Taip pat – kamputyje Portugalijos ir vakarinėje Islandijoje. Ir dar Grenlandijoje, kur padaryta ši nuotrauka. Čia matome momentą prieš pat pilnumo pradžią, kai paskutiniai Saulės disko spinduliai, atrodo, prasiplečia ir suformuoja vadinamąjį „žiedą su deimantu“.

***

Dirbtinis intelektas iš anksto perspėja apie Saulės išsiveržimus. Aktyvios Saulės sritys yra intensyvaus magnetinio srauto zonos Saulės paviršiuje. Jose gausu dėmių, iš ten kyla žybsniai ir paleidžiami vainikinės masės išmetimai. Šie reiškiniai gali sutrikdyti palydovus, navigacijos sistemas ir elektros tinklus Žemėje, todėl iš anksto nuspėti, kur ir kada tokia sritis išnirs, yra svarbus kosminių orų prognozavimo uždavinys. Bet prognozuojant kyla problema: ankstyvieji aktyvių regionų požymiai yra subtilūs Saulės akustinių virpesių ir magnetinio lauko konfigūracijos pokyčiai, kuriuos pastebėti sudėtinga iki sričiai pasirodant paviršiuje. Naujame tyrime pateikiamas reikšmingas prognozių patobulinimas: pritaikius šiuolaikinę dirbtinio intelekto architektūrą, aktyvių regionų pasirodymas sėkmingai prognozuotas beveik dešimt valandų iš anksto. Metodas remiasi tuo, kad prieš išnirdama aktyvi sritis subtiliai pakeičia Saulės paviršiaus ryškumą. Tyrėjai panaudojo NASA Solar Dynamics Observatory duomenis apie 46 aktyvias sritis ir apmokė modelį, vadinamą transformeriu, prognozuoti šio ryškumo kitimą iki 12 valandų į priekį. Transformerio architektūra pasirinkta todėl, kad geba atpažinti sudėtingus laike išsidėsčiusius raštus, o tai ypač tinka tokiam uždaviniui. Tyrėjai sistemingai palygino kelis modelio variantus ir nustatė netikėtą dalyką: įprasti mašininio mokymosi metodai, siekdami statistinio stabilumo, dažniausiai transformuoja duomenis taip, kad sunaikina būtent tuos silpnus pokyčius, kurie ir žymi įvykio pradžią, todėl praranda tikslumą. Geriausiai pasirodęs modelis, pavadintas EarlyDetect, buvo specialiai pertvarkytas taip, kad būtų jautresnis šiems pradiniams svyravimams. Jis vidutiniškai aptiko aktyvios srities atsiradimą maždaug 9,2 valandos iš anksto, o jo prognozuojamos srities savybės buvo maždaug dešimtadaliu tikslesnės už įprasto modelio. Deja, modelis kol kas nėra tinkamas realiam kosmoso orų prognozavimui, nes kartais pateikia klaidingas prognozes; be to, aktyvaus regiono atsiradimas nebūtinai reiškia, kad iš jo kils pavojingas žybsnis ar vainikinės masės išmetimas. Vis dėlto rezultatai rodo, kad modeliai, sukurti pastebėti silpniausius ankstyvuosius signalus, o ne juos nugludinti, gali reikšmingai pagerinti Saulės išsiveržimų prognozavimą. Tyrimo rezultatai publikuojami JGR Machine Learning and Computation.

***

Rugpjūčio pabaigoje į kosmosą pakils naujausia NASA kosminė observatorija, pavadinta Nancy Grace Roman vardu. Ji atskleis daugybę naujų žinių apie Visatą, o konkretesnes prognozes apžvelgia Dr. Becky:

***

Vanduo Marse prieš mažiau nei milijardą metų. Marsas kadaise buvo drėgnas pasaulis su upėmis ir ežerais, tačiau manoma, kad prieš maždaug tris milijardus metų jis prarado didžiąją dalį vandens ir tapo šalta dykuma. Naujausio geologinio periodo, vadinamo Amazoniniu, uolienose nesitikima rasti skysto paviršinio vandens požymių. Bet Raudonoji planeta pilna netikėtumų: Kinijos Žurong marsaeigio surinkti duomenys atskleidė sūraus vandens garavimo pėdsakus maždaug 760 milijonų metų senumo paviršiuje pietinėje Utopijos lygumos dalyje. Anksčiau Žurong, dirbęs 2021-2022 metais, šioje vietoje jau buvo aptikęs plokščių, vandeningais mineralais prisodrintų uolienų sluoksnį, tačiau buvo neaiškus tikslus mineralų tipas. Naujojo tyrimo autoriai ištyrė marsaeigio kameromis darytas 5–10 centimetrų storio paviršinio sluoksnio nuotraukas, lazerinio ir infraraudonųjų spindulių spektrometrų duomenis ir identifikavo unikalias, dešimčių centimetrų dydžio kristalų formas – selenitą, skaidrią gipso atmainą. Toks mineralas greičiausiai yra pirminis evaporitas – susidaręs garuojant druskingam vandeniui. Tuo jis skiriasi nuo anksčiau Marse rastų sulfatų telkinių, kurie galėjo susidaryti ir kitais būdais, pavyzdžiui drėgnam orui veikiant paviršiaus uolienas. Dideli, taisyklingi kristalai gali susidaryti tik esant paviršiniam vandeniui, kurio bendras per ilgą laiką susikaupęs sluoksnis siekė bent 6,25–25 metrus. Tyrėjai mano, kad vanduo galėjo patekti į paviršių dėl požeminių magminių procesų, kurie druskingą vandenį pakėlė į ledu padengtą paviršinį telkinį. Pastarasis greičiausiai buvo seklus – bet kuriuo konkrečiu momentu skysto vandens sluoksnis nesiekė net metro. Ypač įdomu, kad tokie dideli selenito kristalai dažnai turi skysčio intarpų – mikroskopinių kišenių, pilnų senovinio sūrymo. Jos galėtų tapti unikaliu langu į popaviršinę Marso geochemiją, o galbūt ir į biologinę aplinką Amazoniniu periodu, bei vertingu taikiniu ateities misijoms, siekiančioms parvežti mėginius į Žemę. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Astronomy.

***

Apgaulingas egzoplanetų sukimasis. Netolimos ateities teleskopai bus pakankamai galingi, kad tiesiogiai stebės uolines egzoplanetas. Vienas svarbiausių uždavinių jiems bus nustatyti, kaip greitai planetos sukasi ir ką slepia jų atmosferos. Iš pirmo žvilgsnio tai atrodo paprasta: matuojant, kaip nuo planetos atsispindėjusi šviesa pasislenka į mėlyną ir raudoną puses, galima nustatyti jos sukimosi greitį. Tačiau čia slypi pavojus: naujame tyrime parodoma, kad atsispindėjusi šviesa atskleidžia ne kieto planetos paviršiaus sukimąsi, o tik judėjimą to sluoksnio, iš kurio ateina fotonai. Puikus pavyzdys, rodantis skirtumą tarp šių dalykų – mūsų Venera. Pati planeta sukasi itin lėtai: viena para trunka 243 Žemės paras. Tačiau ją gaubianti tanki atmosfera „superrotuoja“ ir apsuka planetą vos per kelias dienas. Jei Venerą stebėtume iš toli kaip egzoplanetą, matytume tik greitą debesų judėjimą ir greičiausiai klaidingai nuspręstume, kad planeta sukasi sparčiai. Mokslininkai sukūrė planetos ir atmosferos stebėjimų modelį ir parodė, kad vieno spektrinio žymems, jautraus siauram atmosferos sluoksniui, tiesiog nepakanka – vėjai gali tiksliai imituoti greitai besisukančios planetos signalą. Šią dviprasmybę galima išspręsti matuojant judėjimo greitį skirtinguose bangos ilgiuose, kurie rodo skirtingus atmosferos gylius. Tokiu būdu apskaičiuojamas periodas Venerai svyruotų nuo šimtų dienų apatinėje atmosferoje iki maždaug 4–5 dienų ties debesų viršumi. Būtent toks vertikalus greičio kitimas, o ne viena reikšmė, yra patikimiausias superrotacijos požymis, leisiantis nustatyti tikrąjį planetos paviršiaus sukimosi greitį. Susijusiame tyrime mokslininkai įvertino, kiek Veneros tipo planetų aptiks netrukus darbą pradėsianti ESA PLATO misija. Sujungę prognozuojamą misijos derlių su Kepler duomenimis apie įvairių planetų dažnį, jie apskaičiavo, kad per ketverius darbo metus PLATO turėtų aptikti maždaug 170–280 uolinių planetų, kurių temperatūra atitiktų Veneros; tarp jų 40–80, tikėtina, bus Žemės dydžio. Ryškiausias iš jų būtų galima stebėti James Webb teleskopu ir nustatyti mases bei ištirti atmosferas. Kartu šie du darbai rodo, kaip svarbu bus atsargiai interpretuoti būsimus matavimus ir kad Venera išlieka puiki laboratorija tikrinti supratimą apie egzoplanetas bei jų tyrimo technikas. Tyrimų rezultatai arXiv ir PASP.

***

Žvaigždžių masės spiečiuose pasiskirsčiusios nevienodai. Astronomai negali tiesiogiai suskaičiuoti mažiausių, blausiausių žvaigždžių tolimose galaktikose, tačiau jų šviesa gali sudaryti reikšmingą dalį visos galaktikos šviesos ir turėti kitokios įtakos jų raidai. Taigi norėdami įvertinti mažų žvaigždžių skaičių, mokslininkai remiasi matematiniu sąryšiu, vadinamu pradine masių funkcija (angl. IMF). Jis nurodo, kokiomis proporcijomis susidaro skirtingos masės žvaigždės, ir leidžia remiantis matomų ryškių žvaigždžių skaičiumi įvertinti, kiek turėtų būti nematomų mažųjų. Daugiau nei 50 metų buvo daroma prielaida, kad ši funkcija visur Visatoje vienoda. Tačiau teoriniai modeliai panašiai seniai prognozuoja, kad skirtumų turėtų būti, nes kiekvienas žvaigždžių telkinys formuojasi truputį kitokiomis sąlygomis. Dabar astronomai rado aiškių įrodymų, patvirtinančių teorines prognozes ir rodančių, kad skirtingos masės žvaigždžių skaičiaus santykis priklauso nuo aplinkos, kurioje jos susiformavo. Tyrėjai analizavo ESA Gaia misijos duomenis. Ji sudarė beveik dviejų milijardų Paukščių Tako žvaigždžių erdvėlapį, o tarp jų yra ir daugybė žvaigždžių spiečių – kartu, panašiomis sąlygomis susiformavusių žvaigždžių grupių. Jei pradinė masių funkcija tikrai būtų visuotinė, kiekvienas spiečius turėtų panašų žvaigždžių masių mišinį. Tačiau atidžiai išnagrinėję Galaktikos spiečių žvaigždes, tyrėjai rado reikšmingų skirtumų. Pagrindinė kliūtis atlikti patikimą analizę – spiečiaus vystymasis: laikui bėgant iš jo bėga žvaigždės, o mažos žvaigždės dažniausiai pabėga lengviau, nei didelės. Taigi masių funkcija laikui bėgant keičiasi. Visgi tyrėjai nustatė, kad viena dažnai naudojama masių funkcijos forma turi svarbų parametrą, kuris nekinta spiečiui prarandant žvaigždes. Taigi šio parametro – kritinės masės, ties kuria pasikeičia masių funkcijos forma – vertė turėtų priklausyti tik nuo spiečiaus formavimosi aplinkybių. Įvairiems spiečiams gautos kritinės masės vertės skyrėsi daugiau nei tris kartus – nuo 0,3 iki daugiau nei vienos Saulės masės. Pastebėta ir tendencija, kad jos susijusios su spiečiaus amžiumi: jaunuose spiečiuose kritinė masė vidutiniškai siekia apie 0,6 Saulės masės, o seniausiuose – trijų milijardų metų amžiaus – pakyla iki 0,8. Skirtumas atrodo nedidelis, bet yra statistiškai patikimas. Tokie skirtumai greičiausiai atspindi, kaip laikui bėgant kito vidutinės molekulinių debesų, iš kurių gimsta žvaigždės, sąlygos. Tyrėjai nesiūlo atsisakyti pradinės masių funkcijos, o veikiau ją patikslinti, atsižvelgiant į skirtingas žvaigždėdaros aplinkas ir kiekvienai parenkant tinkamiausią variantą. Atradimas turi svarbių pasekmių: jis galėtų padėti tiksliau vertinti galaktikų masę, amžių ir evoliuciją, o kartu paaiškinti, kodėl kai kurios jaunoje Visatoje aptiktos galaktikos atrodo masyvesnės nei tikėtasi – galbūt jos tiesiog formavo žvaigždes kitaip, nei numatė standartinė prielaida. Kitaip tariant, tolimos galaktikos nelaužė fizikos dėsnių, tiesiog buvo matuojamos netinkama liniuote. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal Letters.

***

Dvinarės žvaigždės žybsi kaip Ijo. Per pastaruosius ketverius metus astronomai aptiko naują mįslingų kosminių signalų klasę – ilgo periodo radijo tranzientus (LPT). Tai yra periodiškai pasikartojantys radijo bangų pliūpsniai, kurių periodas svyruoja nuo minučių iki valandų. Kai kurie iš jų susieti su dvinarėmis sistemomis, kuriose baltoji nykštukė – tanki žvaigždės liekana – skrieja kartu su raudonąja nykštuke. Tačiau kaip būtent tokiose sistemose gimsta darnūs, organizuoti radijo pliūpsniai, vis dar neaišku. Naujame tyrime parodoma, kad radijo pliūpsnius greičiausiai sukelia toks pat mechanizmas, koks veikia ir Jupiterio bei jo palydovo Ijo porą. Šis mechanizmas vadinamas elektronų ciklotroninio mazerio nestabilumu. Jupiteryje jis veikia taip: iš Ijo ugnikalnių išsviestos įkrautos dalelės juda pagal planetos magnetinio lauko linijas ir, sąveikaudamos su jomis, sukuria kryptingą, darnų radijo bangų srautą – savotišką natūralų kosminį lazerį, tik radijo bangų ruože. Naujojo tyrimo autoriai iškėlė hipotezę, kad baltosios ir raudonosios nykštukės poroje vyksta analogiškas procesas: dviejų žvaigždžių magnetinių laukų ir plazmos sąveika orbitiniu ritmu generuoja tokius pačius radijo pliūpsnius. Kad tai patikrintų, jie pasitelkė detalius skaitmeninius plazmos modelius ir pirmą kartą sumodeliavo reliatyvistinį ciklotroninio mazerio nestabilumą baltosios nykštukės radijo spinduliuotei būdingomis sąlygomis. Skaičiavimai parodė, kad šis mechanizmas iš tiesų geba sukurti radijo pliūpsnius. Svarbiausia detalė – jie pasirodė esantys iš dalies tiesiškai poliarizuoti; ši savybė kaip tik atitinka Paukščių Tako dvinarių sistemų GLEAM-X J0704–37 ir ILT J1101+5521, kurios skleidžia LPT, stebėjimų duomenis. Tikslūs signalo bruožai priklauso nuo plazmos sudėties, taigi iš principo LPT galėtų būti panaudoti raudonųjų nykštukių išmetamos plazmos savybėms nustatyti. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal Letters.

***

Mikrokvazaro kosminių spindulių halas. Kosminiai spinduliai yra iš kosmoso mus pasiekiančios energingos įelektrintos dalelės. Jų kilmė ilgai buvo mįslė, nes nežinojome, kur Galaktikoje jie gali pagreitėti iki milžiniškų energijų? Ypač intriguoja energingiausi, petaelektronvoltų energijos, spinduliai. 1 PeV yra apie milijoną kartų daugiau, nei protono ar neutrono rimties masės energija. Objektai, gebantys pagreitinti daleles iki tokių energijų, vadinami PeVatronais, tačiau jų prigimtis lieka neaiški. Dabar astronomai teigia identifikavę tokį PeVatroną, o jo egzistavimas paaiškina ne tik kosminių spindulių kilmę, bet ir milžiniškos spinduliuojančios struktūros Gulbės žvaigždyne egzistavimą. Postūmį davė neseniai gama ir kosminių spindulių detektoriumi LHAASO padarytas atradimas: kintantis, itin aukštos energijos gama spindulių šaltinis, susietas su mikrokvazaru Gulbės X-3. Mikrokvazaras – dvinarė sistema, kurioje juodoji skylė ar neutroninė žvaigždė santykinai sparčiai ryja medžiagą iš kompanionės ir paleidžia reliatyvistines čiurkšles, tarsi miniatiūrinė kvazaro versija. Gulbės X-3 gama spindulių spektras siekia kelis petaelektronvoltus – tai stiprus įrodymas, kad sistemoje veikia PeVatronas, greitinantis protonus. Tyrėjai apskaičiavo, kad sistemos viduje pagreitinti protonai praranda tik nedidelę dalį energijos, o ištrūkę į tarpžvaigždinę terpę sklaidosi ir suformuoja milžinišką, šimtų parsekų dydžio gama spindulių halą. Tyrėjai teigia, kad šis halas jau aptiktas – tai vadinamasis Gulbės burbulas, išplitęs itin aukštos energijos gama spindulių šaltinis, kurio kampinis dydis siekia apie šešis laipsnius, kas atitinka apie 50-60 parsekų. Energingiausi iš burbulo sklindantys gama spinduliai siekia iki vieno PeV. Iki šiol buvo laikoma, kad Gulbės burbulą kuria jaunų žvaigždžių spinduliuotė ir vėjai, mat jis yra žvaigždėdaros srities viduje. Visgi naujieji skaičiavimai rodo, kad energijos ruože virš 400 teraelektronvoltų burbulo spektrą daug natūraliau paaiškina Gulbės X-3. Be to, apskaičiuotas kosminių spindulių pasiskirstymas erdvėje rodo, kad jie kuriami viename taške. Mikrokvazarų halų yra žinoma ir daugiau, bet vos keletas, taigi šis atradimas reikšmingai prisideda prie jų supratimo. Geresnės žinios, savo ruožtu, padės suprasti energingų dalelių sąveiką su tarpžvaigždinėmis dujomis ir apskritai praplės supratimą apie ekstremalius fizikinius procesus. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal Letters.

***

Cheminiai pėdsakai atskleidžia žvaigždžių praeitį. Dauguma masyvių žvaigždžių gimsta poromis, glaudžiose dvinarėse sistemose. Žvaigždei senstant ji išsipučia, o tada medžiagos apykaita su kompanione ar net dviejų žvaigždžių susiliejimas tampa neišvengiami. Deja, dauguma tokios sąveikos produktų vėliau lieka pavienės žvaigždės. Taigi pagrindiniai jų audringos praeities įrodymai prarandami, ir sunku pasakyti, kuri žvaigždė kadaise prarijo dalį savo kaimynės. Dabar astronomai rado būdą šią paslėptą praeitį atsekti iš cheminių pėdsakų žvaigždės paviršiuje. Naudodami išsamų masyvių dvinarių žvaigždžių evoliucijos modelių rinkinį, tyrėjai nustatė, kad medžiagą priėmusios žvaigždės paviršiaus cheminė sudėtis pakinta. Medžiagą atiduodanti žvaigždė būna pažengusi toliau savo gyvenime, todėl jos perduodamas sluoksnis būna praturtintas branduolinių reakcijų produktais, tokiais kaip azotas ar helis. Taigi medžiagą gavusios žvaigždės paviršius įgyja nenatūralią, tačiau kompanionės savybes atspindinčią, cheminę sudėtį. Remdamiesi tuo, tyrėjai sukūrė analitinį metodą, nepriklausantį nuo konkrečių evoliucijos modelių, kuris iš stebimų paviršiaus gausų leidžia įvertinti, kiek ir kokios sudėties medžiagos žvaigždė kadaise gavo. Tokie skaičiavimai savo ruožtu suteikia stiprių apribojimų apie medžiagos perdavimo fiziką masyviose dvinarėse, kurie iki šiol gana menkai suprantami. Be to, metodas leidžia bent apytikriai rekonstruoti pirminės sistemos istoriją. Jis tinka ne tik medžiagos perdavimui, bet ir susiliejimams atpažinti, tokiems kaip garsioji supernova SN 1987A. Pritaikę jį geriausiai ištirtoms karštoms masyvioms žvaigždėms, tyrėjai gavo netikėtą rezultatą: žvaigždė Balandžio Gama, iki šiol laikyta išorinių sluoksnių netekusia žvaigžde, iš tikrųjų yra medžiagos kadaise gavusi žvaigždė, o jos kompanionė greičiausiai sprogo kaip apvalkalo netekusi supernova. Tai rodo, kad paviršiaus cheminės sudėties matavimai yra galingas įrankis suprasti, kaip masyvios dvinarės žvaigždės evoliucionuoja link supernovų ir kompaktinių objektų porų. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Astronomy.

***

O jei juodojoje skylėje – neutroninė žvaigždė? Kas yra juodosios skylės viduje? Tai klausimas, kurio sulaukiu beveik kiekvieną kartą, viešai kalbėdamas apie šiuos egzotiškus objektus. Vadovėlinis atsakymas yra singuliarumas: kirtus įvykių horizontą, viskas nesustabdomai krenta į begalinio tankio tašką, kur nustoja galioti mums suprantama fizika. Aišku, tai veikiau ne tikras atsakymas, o pripažinimas, kad apie tokias ekstremalias sąlygas kalbėti šiandieninė fizika nepajėgi. Tad nekeista, kad yra mokslininkų, kurie stengiasi praskleisti šį paslapties šydą bent jau teoriniais modeliais. Naujame tyrime pristatomas vienas toks modelis, kurį galima pavadinti „neutronine žvaigžde juodosios skylės viduje“. Idėja remiasi neseniai pasiūlyta teorine koncepcija: tam tikros egzotiškos tamsiosios medžiagos formos, susitelkusios į halą su specifiniu slėgio ir tankio santykiu, gali sukurti juodąsias skyles be singuliarumo centre. Jos vadinamos reguliariosiomis juodosiomis skylėmis, o jų struktūrą aprašančios lygtys išlieka prasmingos iki pat centro. Naujojo tyrimo autoriai uždavė klausimą: kas nutiktų, jei į tokio tamsiosios medžiagos halo vidurį patektų įprasta neutroninė žvaigždė? Išsprendę standartines žvaigždžių sandaros lygtis, tik pridėję tamsiosios materijos halo komponentą, jie gavo netikėtą rezultatą. Esant nedideliam halo tankiui, nieko dramatiško neįvyksta – gaunama neutroninė žvaigždė su ją gaubiančiu tamsiosios medžiagos debesiu. Esant labai dideliam tankiui, visa sistema kolapsuoja ir stabilaus sprendinio nelieka – gauname „vadovėlinę“ juodąją skylę. Tačiau tarp šių dviejų ribų egzistuoja ir trečia galimybė: erdvėje tuoj už žvaigždės paviršiaus susiformuoja kevalas, kurį kertant iš išorės geometrija apsiverčia ir tampa būdinga juodosios skylės vidui. Kitaip tariant, susidaro įvykių horizontas, tačiau toks, kuris užsiveria virš žvaigždės, jos nesunaikindamas. Viename modelyje šis kevalas driekiasi maždaug 10-12 kilometrų nuo centro, o pačios žvaigždės paviršius lieka ties 8,5 kilometro. Viduje esanti neutroninė žvaigždė tiesiog egzistuoja toliau, išlaikydama savo struktūrą ir nekolapsuodama. Horizontą suformuojantį gravitacinį lauką kuria žvaigždė ir halas kartu; tamsioji medžiaga prideda maždaug tiek pat masės, kiek ir pati žvaigždė. Tą patį rezultatą tyrėjai gavo su dviem skirtingais neutroninės medžiagos aprašymais, todėl tai nėra vienos prielaidos pasekmė. Vis dėlto autoriai atvirai pabrėžia esminę išlygą: reikalingas tamsiosios medžiagos tankis gerokai viršija bet kokias realiai tikėtinas vertes. Tad šis rezultatas – ne teiginys apie realiai Visatoje egzistuojančius objektus, o veikiau minties eksperimentas su iki galo išspręsta matematika. Visgi jis rodo, kad juodosios skylės vidus nebūtinai yra fizikos pabaiga su centriniu singuliarumu, o gali turėti savitą struktūrą. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Trys supermasyvios juodosios skylės vienoje galaktikoje. Kai dvi galaktikos susilieja, jų centrinės supermasyvios juodosios skylės galiausiai irgi suartėja ir susijungia į vieną. Manoma, kad ankstyvojoje Visatoje, kai galaktikos buvo vidutiniškai arčiau viena kitos ir dažnai susidurdavo, tokie susiliejimai irgi buvo dažni. Tačiau tiesiogiai pamatyti kelias juodąsias skyles vienoje tolimoje galaktikoje itin sunku. Dabar astronomai, naudodami James Webb teleskopą, aptiko net tris masyvias, aktyviai besimaitinančias juodąsias skyles vienoje galaktikoje, matomoje praėjus maždaug milijardui metų po Didžiojo Sprogimo. Pagrindinis juodąsias skyles išdavęs požymis yra plačios vandenilio emisijos linijos, žyminčios sparčiai besisukančias dujas. Toks judėjimas būdingas plačiųjų linijų regionui – daugybės dujų debesų telkiniui aplink aktyviai dujas ryjančią juodąją skylę. Naudodami Webb NIRSpec spektrografą, kuris vienu metu išmatuoja daugybės galaktikos taškų spektrą, tyrėjai erdviškai atskyrė tris plačiųjų linijų regionus. Du iš jų glūdi galaktikos centre, vos maždaug 190 parsekų atstumu vienas nuo kito, o trečiasis – galaktikos pakraštyje, maždaug 1,7 kiloparseko nuošalyje; tiesa, ir šis atstumas gerokai mažesnis už tipinius šiandieninių galaktikų dydžius. Iš linijų pločio tyrėjai įvertino juodųjų skylių mases: didžiausioji siekia apie 80 milijonų Saulės masių, kitos dvi – gerokai mažesnės. Tyrėjai svarstė ir alternatyvias signalų kilmės galimybes – supernovų sprogimis, smūgines bangas ar masyvių žvaigždžių vėjus; visgi plačiųjų linijų regionų kilmė pasirodė tikėtiniausia. Dvi centrinės juodosios skylės greičiausiai santykinai greitai – per mažiau nei maždaug 700 milijonų metų – susilies, o jei ir trečioji leidžiasi link centro, vėliau įvyktų antras susiliejimas. Trečioji juodoji skylė gali ir tolti nuo centro, jeigu yra ankstesnės trijų kūnų sąveikos ar gravitacinės atatrankos, įvykusios centre, padarinys. Tokiu atveju naujieji stebėjimai rodytų, kad išsviesta juodoji skylė gali išsaugoti savo akrecinį diską ir kitas aktyvaus branduolio struktūras. Kad ir kaip būtų, galimas juodųjų skylių trejeto atradimas rodo, kad daugybinės masyvių juodųjų skylių sistemos ankstyvojoje Visatoje greičiausiai buvo dažnos. Jų susiliejimai turėtų paskleisti stiprius gravitacinių bangų signalus, kurie aptiks būsimos observatorijos, tokios kaip LISA. Tyrimo rezultatai publikuojami Astronomy & Astrophysics.

***

Juodoji skylė su fotosfera. Vienas didžiausių šiuolaikinės astrofizikos galvosūkių – kaip per pirmuosius maždaug 700 milijonų metų po Didžiojo Sprogimo spėjo susiformuoti milijardo Saulės masių juodosios skylės. Jos atrodo pernelyg masyvios, kad būtų užaugusios įprastu būdu – pradedant nuo 10-100 Saulės masių žvaigždės liekanos, ryjančios dujas per ploną akrecinį diską. Taigi siūlomi įvairūs egzotiški spartaus augimo scenarijai. Prie šio galvosūkio glaudžiai prisišlieja ir maži raudonieji taškeliai – James Webb teleskopu ankstyvojoje Visatoje aptikti kompaktiški raudoni objektai, kurių prigimtis ilgai buvo neaiški. Šiuo metu dominuojanti hipotezė teigia, kad jie yra juodosios skylės, gaubiamos tankaus dujų apvalkalo; tokios sąlygos būtų kone idealios sparčiam juodosios skylės augimui. Praeitą savaitę paskelbti du tyrimai, kuriuose išnagrinėti du panašūs objektai – vienas Visatos aušroje, kitas kur kas arčiau – ir tvirčiau nei bet kada parodyta, jog juodąsias skyles, tarsi žvaigždes, gaubia fotosferos. Pirmoji komanda tyrė objektą, matomą praėjus vos 660 milijonų metų po Didžiojo Sprogimo. Jis pasižymi neįprastais spektro bruožais: labai stipria vandenilio dujų keliama sugertimi bei plačiomis vandenilio spinduliuotės linijomis. Tyrėjai jį modeliuoja kaip juodąją skylę, apgaubtą itin tankiu, turbulentišku dujų apvalkalu – visai kaip žvaigždės fotosfera. Tokia konfigūracija teoriškai leistų juodajai skylei augti neįprastai sparčiai, ryjant dujas iš visų pusių, o ne tik per diską. Pagrindinis pastebėjimas, leidžiantis išaiškinti objekto struktūrą, yra tas, kad jame visiškai nematyti dulkių požymių. Be to, sudėtingas ir plačias spektro linijų formas sukuria ne dujų judėjimas, o šviesos išsklaidymas tankiame apvalkale. Taigi remiantis linijų pločiu apskaičiuotos juodųjų skylių masės gali būti pervertintos net tūkstančius kartų. Tai irgi išspręstų ankstyvų supermasyvių juodųjų skylių problemą, tik kitu būdu – padarant išvadą, kad tokios juodosios skylės apskritai neegzistuoja. Antroji komanda aptiko panašų objektą kur kas arčiau, kelių milijardų metų amžiaus Visatoje. Jo spektras atrodo panašiai, tačiau greičiausiai yra kuriamas vėjo, paleisto iš tankaus, besisukančio apvalkalo. Pastarasis atradimas svarbus tuo, kad parodo, jog tokie objektai gali egzistuoti ne tik per pirmus pusantro milijardo metų po Didžiojo sprogimo, kaip buvo kurį laiką manoma. Kur kas arčiau esančius raudonuosius taškelius lengviau ir tirti. Ateities plataus lauko apžvalgos, tokios kaip Euclid ir Roman, turėtų rasti daugybę panašių objektų. Tyrimų rezultatai publikuojami Nature ir The Astrophysical Journal Letters.

***

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

Laiqualasse