Kosminius objektus stebime beveik išimtinai per fotonus, kurie iš jų pasiekia mūsų teleskopus (dar būna dalelės ir gravitacinės bangos, bet jų teikiamos informacijos apimtis nepalyginamai mažesnė). Bet kad fotonai mus pasiektų, jie turi praeiti pro medžiagą tarp šaltinio ir mūsų – tarpžvagždines ir tarpgalaktines dujas bei dulkes. Kartais tą padaryti sunku. Štai aktyvūs galaktikų branduoliai epizodų pradžioje greičiausiai būna pasislėpę tankiuose dujų apvalkaluose, o vėliau juos nusimeta; dabar aptiktas pirmasis šios nusimetimo fazės pavyzdys. Ankstyvoje Visatoje fotonai, pabėgę iš galaktikų, būdavo sugeriami tarpgalaktinių dujų, o dabar mokslininkai įvertino, kokios galaktikos labiausiai prasklaidė šią pirmykštę miglą. Kitose naujienose – galimi kadaise egzistavusių vandenynų požymiai Veneroje, juodųjų skylių pasiskirstymas Paukščių Take ir labai masyvios baltosios nykštukės sandara. Gero skaitymo!

***

Tik gimusi Saulė buvo kone trečdaliu blausesnė, nei dabar. Taigi ir Žemę pasiekė trečdaliu mažiau energijos, todėl vidutinė planetos temperatūra turėjo būti bent keliolika laipsnių žemesnė. Kaip tuomet joje galėjo egzistuoti skystas vanduo? Šis “Blausios jaunos Saulės paradoksas” neramina astrofizikus jau ne vieną dešimtmetį. Bet nauji atradimai galbūt problemą išsprendžia. Pasakoja John Michael Godier:

***

Saulės paviršių dengia milijonai granulių, per kurias karštesnė plazma kyla į paviršių, panašiai kaip burbulai verdančiame vandenyje. Naujoje ypatingai aukštos skyros nuotraukoje matyti, kad granulių pakraščiai nėra lygūs, kaip manyta anksčiau, o pasišiaušę. Tai – Kelvino-Helmholco nestabilumo pavyzdys. Šis reiškinys nutinka, kai du skirtingų savybių skysčiai braukiasi vienas pro kitą. Jį galime matyti ir kasdienybėje: dėl jo vėjas pakelia bangas vandens paviršiuje, o į viršų kylantys kamino dūmai ar verdančio vandens garai ima sūkuriuoti. Saulėje bangų formą dar veikia ir magnetinis laukas. Nuotrauka apima maždaug Žemės skersmens regioną, o mažiausios struktūros yra dešimčių kilometrų dydžio.

***

Prarasti Veneros vandenynai. Šiandien Venera – pragariškas pasaulis: paviršiaus temperatūra siekia apie 465 °C, o slėgis toks, koks Žemėje būtų beveik kilometro gylyje po vandeniu. Tačiau ar taip buvo visada? Klausimas, ar Venera kadaise turėjo vandenynų ir kada juos prarado, yra vienas svarbiausių planetų tyrėjams, mat jis susijęs ir su egzoplanetų tyrimais, ir su Žemės ateitimi. Juk Venera dydžiu ir mase labai primena mūsų planetą, taigi atradę tokio dydžio egzoplanetą, negalime lengvai pasakyti, ar ji labiau primena Žemę, ar Venerą. Nors kai kurie mokslininkai teigia, kad Venera praeityje galėjo turėti didelių vandenynų, iki šiol šiai hipotezei neturėjome jokių tiesioginių įrodymų planetos paviršiuje. Dabar tyrėjai, iš naujo išanalizavę erdvėlaivio Magellan radaro duomenis, teigia radę tokių ženklų, kurie rodo, kad Veneroje vandenynų galėjo būti prieš mažiau nei milijardą metų. Pagrindinė užuomina – savitos daugiakampės žemumų struktūros. Daugelis jų yra kelių kilometrų pločio, o jų forma leidžia spręsti, kad jos susidarė džiūstant ir traukiantis jūrinio molio nuosėdoms, panašiai kaip džiūdamas purvas suskyla į daugiakampius. Tai leidžia manyti, kad tose vietose kadaise telkšojo vanduo, kuriame ir susidarė molis. Tyrėjai atkreipė dėmesį ir į kitus galimai jūrinės kilmės darinius. Vienas jų – ilgi vingiuoti grioviai, kurie primena povandeninius kanalus, susidarančius Žemėje jūros dugne. Kitas – raukšlėti kalnagūbriai, kurie gali žymėti druskos klodus, nusėdusius garuojant vandenynams. Tyrėjai apskaičiavo, kad tokie sluoksniai turėtų būti bent 64 metrų storio, o greičiausiai gerokai storesni. Visų stuktūrų susidarymas turi ir bent vieną analogą Žemėje: prieš maždaug 5–6 milijonus metų Viduržemio jūra beveik visiškai išdžiūvo ir paliko storus druskos klodus, atidengė buvusius povandeninius kanalus ir leido suskilinėti dugną dengiančiam gruntui. Tyrėjai pripažįsta, kad kiekvieną iš darinių galima paaiškinti ir kitaip, nei vandens poveikiu, tačiau argumentų visuma, jų nuomone, įtikinamai rodo, kad Venera kadaise galėjo turėti vandenynų beveik visame paviršiuje. Turint omeny, kad Veneros paviršius beveik visur yra ne senesnis, nei 800 milijonų metų, tikėtina, kad vanduo irgi egzistavo per šį laikotarpį, nes senesnių vandens telkinių įrodymai, jei jų kada ir buvo, jau pranykę. Galutinį atsakymą turėtų pateikti netrukus į Venerą išskrisiančios misijos, tokios kaip NASA VERITAS ir ESA EnVision. Tyrimo rezultatai publikuojami Earth and Planetary Science Letters.

***

Urano magnetosfera kvėpuoja kasdien. Uranas, žvelgiant geometriškai, yra tikras Saulės sistemos keistuolis. Jo sukimosi ašis pakrypusi apie 90 laipsnių nuo orbitos plokštumos, todėl planeta iš esmės rieda savo orbita. Be to, jo magnetinis laukas neįprastai pasislinkęs nuo centro ir dar papildomai pakreiptas apie 60 laipsnių, lyginant su sukimosi ašimi. Tokia konfigūracija lemia ir labai savitą sąveiką tarp Urano magnetinio lauko ir Saulės vėjo – nuolatinio įkrautų dalelių srauto iš Saulės. Žemės ir kitų magnetinį lauką turinčių planetų magnetosfera – magnetinio lauko kuriamas burbulas – yra daugmaž stabili ir keičiasi tik tada, kai pakinta Saulės vėjo stiprumas. Tuo tarpu prie Urano visa magnetosfera, o ypač jos priekinė smūginė banga, kur vyksta stipriausia sąveika su Saulės vėju, yra labai dinamiška. Per kiekvieną Urano parą ji keičia formą ir dydį, tarsi įkvepiantys ir iškvepiantys plaučiai. Naujame tyrime mokslininkai, naudodami skaitmeninius modelius ir NASA Voyager 2 duomenis, ištyrė šiuos pokyčius ir nustatė, kad juos valdo būtent planetos sukimasis. Tyrėjai pasitelkė pačių sukurtą skaitmeninį modelį, kuriuo galima sekti įvairių skysčių ir dujų tarpusavio sąveiką, veikiant tiek hidrodinaminėms, tiek magnetinėms jėgoms. Prie jo jie prijungė detaliausius turimus Urano stebėjimų duomenis, kuriuos dar 1986 metais surinko zondas Voyager 2. Modelį jie paleido lygiadienio sąlygomis – tuo Urano 84 Žemės metų orbitos tarpsniu, kai Saulė šviečia tiesiai virš pusiaujo, o smūginės bangos plėtimasis ir traukimasis stipriausi. Skaičiavimo rezultatai tiksliai atskleidė, kaip per vieną parą kinta smūginės bangos dydis ir forma. Kad atskirtų būtent sukimosi vaidmenį, tyrėjai dalį skaičiavimų pakartojo užfiksavę visiškai pastovias Saulės vėjo sąlygas. Šiuo atveju reguliarios kasdienės tendencijos išliko. Tai rodo, kad „kvėpavimą“ pirmiausia lemia ne Saulės vėjo pokyčiai, o pačios planetos sukimosi sukeliamas magnetinio lauko geometrijos persitvarkymas. Rezultatai bus naudingi tiek planuojant būsimas misijas Urano link, tiek siekiant suprasti smūgines bangas prie dažnai aptinkamų ledo milžinių egzoplanetų. Tyrimo rezultatai publikuojami AGU Advances.

***

Plutono atmosfera vėsta ir traukiasi. Plutonas turi ploną atmosferą, maždaug milijoną kartų retesnę nei Žemės. Ją daugiausia sudaro azotas, kylantis iš paviršiaus ledo. Kai planetėlės paviršius šyla, ledas ima garuoti ir atmosferos slėgis kyla; kai vėsta, dujos vėl užšąla ir slėgis krenta. Plutono orbita labai ištęsta, o sukimosi ašis stipriai pakrypusi, taigi per ilgus, 248 kartus už Žemės ilgesnius Plutono metus Saulės apšvieta smarkiai kinta. Turėtų keistis ir atmosfera: modeliai jau seniai prognozuoja, kad tam tikru momentu atmosfera turėtų pradėti šalti ir trauktis. Tiesa, tikslus laikas ir galutinis rezultatas neaiškūs: vertinimai apima platų diapazoną nuo visiško sukolapsavimo per artimiausius dešimtmečius iki išlikimo net iki tolimiausio orbitos taško. Dabar tyrėjai, remdamiesi stebėjimais nuo 2017 iki 2023 metų, pateikia įrodymų, kad slėgis iš tiesų pradėjo kristi. Tyrėjai naudojo žvaigždžių okultacijas: kai Plutonas iš mūsų perspektyvos praslenka prieš tolimą žvaigždę, jos šviesa, prieš pranykdama, prasiskverbia pro planetos atmosferą, ir iš to, kaip palaipsniui blanksta žvaigždė, galima itin tiksliai nustatyti atmosferos slėgį ir struktūrą. Nuo 2017 metų rugpjūčio iki 2023 metų liepos jie stebėjo 10 okultacijų – keturias keliais teleskopais vienu metu, likusias iš pavienių vietų. Šviesio kitimo kreivės rodo, kad nuo New Horizons praskridimo 2015-aisiais maždaug iki 2021 metų slėgis laikėsi pastovus, o paskui pradėjo mažėti. Palyginus 2015–2021 ir 2022 metų duomenis, atmosferos dujų slėgis konkrečiame aukštyje sumažėjo apie 7 procentus, o įskaitant miglos įtaką – net 16 procentų. Viršutinės atmosferos struktūra išliko stabili, tačiau apatinėje dalyje pasikeitė šviesos kreivės forma – tai rodo, jog miglos dalelės greičiausiai nusėdo ant paviršiaus per Žemės metus ar greičiau. Vienoje kreivėje pastebėti ryškumo šuoliai rodo protarpiais atmosfera plintančias bangas, kurių prigimtis neaiški. Tyrėjai pabrėžia, kad galutiniam atmosferos kitimo išaiškinimui reikia daugiau duomenų, tačiau viskas kol kas dera su prognoze, kad Plutonui tolstant nuo Saulės jo atmosfera pamažu šąla ir sėda ant paviršiaus. Tyrimo rezultatai publikuojami The Planetary Science Journal.

***

Ar palydovai pabėga su planetomis? Paukščių Takas pilnas „benamių“ pasaulių – klajojančių planetų, kadaise susiformavusių tvarkingose sistemose aplink žvaigždes, o vėliau iš jų išmestų. Išmesti planetą gali tiek gravitacinė sąveika su kaimynine planeta, tiek per arti praskriejusi kita žvaigždė. Šiuos procesus po truputį imame suprasti, tiek dėl vis gausesnių planetų aptikimų, tiek dėl geresnių skaitmeninių modelių. Kur kas mažiau aišku, kas nutinka palydovams, kurie sukosi orbitoje aplink planetą išmetimo metu. Išmetimas stipriai sukrečia planetą, tad intuityviai gali atrodyti, kad palydovas turėtų būti pirmas dalykas, kurį planeta pameta. Visgi naujame tyrime parodyta, kad dalis palydovų, ypač artimų planetai, gali išgyventi sukrėtimus ir iškeliauti į tarpžvaigždinę erdvę nepametę planetos. Palydovo likimas priklauso nuo orbitos dydžio santykio su riba, vadinama Hilo spinduliu. Aplink kiekvieną planetą yra sritis, kurioje jos gravitacija nugali žvaigždės trauką, ir bet koks palydovas turi tilpti šios srities viduje. Kuo arčiau planetos yra palydovas, tuo stipriau jis “prikibęs” ir tuo lengviau gali išsilaikyti. Norėdami įvertinti išsilaikymo tikimybes įvairiais atvejais, tyrimo autoriai suskaičiavo daugiau nei 34 tūkstančius scenarijų, kuriuose žvaigždės, planetos ir palydovo sistemą sukrėtė pro šalį lekianti kita žvaigždė ar planeta. Palydovai, buvę iki maždaug 40 procentų Hilo spindulio nuo planetos, dažniausiai išsilaiko ir keliauja kartu su savo planeta. Didesniu atstumu sukibimas sparčiai silpsta, o ties maždaug puse Hilo spindulio planeta ir palydovas beveik visada išsiskiria ir nudreifuoja atskirai. Pavyzdžiui, jei pro šalį praskriejusi žvaigždė išplėštų Jupiterį iš Saulės sistemos, visi keturi didieji palydovai – Ijo, Europa, Ganimedas ir Kalista – iškeliautų kartu su juo. Skaičiavimai parodė ir įdomų subtilesnį efektą: palydovo orbita priklauso nuo išmetimo eigos. Arti skriejantys palydovai išlaiko tvarkingas, beveik apskritas orbitas, o vos išsilaikančių tolimųjų orbitos sujaukiamos, ištęsiamos ir pakreipiamos. Visais atvejais išmetimas, sukeltas planetos kaimynės, palieka ryškesnius pėdsakus, nei sukeltas žvaigždės. Taigi aptikę palaidą planetą su palydovu pailgoje orbitoje, galėtume nemažai pasakyti apie porą sukūrusį sukrėtimą. Iš kitos pusės, kadangi beveik 90 procentų išmetimų planetos ir palydovo tarpusavio atstumo beveik nekeičia, iš dabartinės orbitos galima šį tą spręsti ir apie pradinę planetos orbitą aplink žvaigždę. Tyrėjai pritaikė šią logiką realiai kandidatei – mikrolęšiavimu aptiktai sistemai MOA-2011-BLG-262L, kurią sudaro klajojanti planeta su mažesnės nei Žemė masės palydovu. Panašu, kad planeta susidarė maždaug 5,2 astronominio vieneto atstumu nuo savo žvaigždės – kaip tik ten, kur nuo Saulės skrieja Jupiteris. Tiesa, tai galioja, jei jos žvaigždė irgi buvo panaši į Saulę, o paklaidų intervalas apima viską nuo Marso orbitos iki penktadaliu toliau, nei Jupiterio. Egzopalydovai – tiek planetų, skriejančių aplink žvaigždes, tiek palaidų – intriguoja kaip galimos vietos nežemiškai gyvybei atsirasti ir išlikti, o palydovas, skrajojantis ištęsta orbita aplink planetą-vienišę, gali popaviršinį vandenyną ir gyvybę jame išlaikyti milijardus metų. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Kaip retos dujos maitina masyvių žvaigždžių lopšius. Masyvios žvaigždės ir žvaigždžių spiečiai gimsta vadinamosiose mazgų-siūlų sistemose. Tokią sistemą sudaro tankus centrinis mazgas, į kurį iš visų pusių sueina ilgi dujų siūlai. Iki šiol tyrimai daugiausia sekė dujų judėjimą siūluose, nes juose randama didžioji dalis sistemos medžiagos ir vyksta žvaigždėdara. Tačiau liko neaišku, kas vyksta retose, mažo tankio srityse tarp siūlų, kurlink juda jose esančiose dujose. Dabar tyrėjai pirmą kartą ištyrė šių tarpsiūlinių dujų judėjimą sistemoje Vienaragio R2. Tyrėjai naudojo Japonijoje esantį Nobejamos 45 metrų radioteleskopą ir stebėjo dvi anglies monoksido molekulių atmainas. Viena jų dažna retose tarpsiūlinėse dujose, kita – tankiose. Iš šių duomenų jie išskyrė darniai judančius darinius ir suskirstė juos į tankius siūlus bei retesnes tarpsiūlines sritis. Kiekvienoje jie įvertino, kaip kinta dujų greitis skirtingose vietose ir kaip sparčiai medžiaga teka tiek išilgai struktūrų, tiek skersai jų. Paaiškėjo, kad dujos link centrinio mazgo teka ne tik siūlais, bet ir tarpsiūlinėmis sritimis – tik siūlais kur kas sparčiau. Siūluose tekėjimas išilgai beveik septynis kartus spartesnis nei skersai, o tarpsiūlinėse srityse santykis siekia apie pusantro. Bent 30 procentų tarpsiūlinių dujų masės greičiausiai įteka ne tiesiai į mazgą, o į gretimus siūlus, papildydamos juos nauja medžiaga. Kitaip tariant, retos tarpsiūlinės dujos veikia kaip rezervuaras, kuris nuolat maitina tankius siūlus, o šie savo ruožtu maitina centrinį mazgą, kuriame ir gimsta masyviausios žvaigždės. Tai rodo, kad norint suprasti, kaip formuojasi masyvios žvaigždės, reikia atsižvelgti į visą jas supančių dujų telkinį, o ne vien į ryškiausius ir tankiausius siūlus. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal Letters.

***

Baltoji nykštukė iš deguonies ir neono. Baltosios nykštukės yra tankios į Saulę panašių žvaigždžių pomirtinės liekanos. Dažniausiai jų masė siekia apie 50-70% Saulės masės, o susideda jos daugiausiai iš anglies ir deguonies. Tačiau masyviausios iš jų, vadinamos ultramasyviomis, gali būti kitokios: jų masė viršija 1,1 Saulės masės, o branduolys, manoma, sudarytas iš deguonies ir neono. Šis skirtumas ypatingai svarbus nykštukės ateičiai ir galimam likimui, nes nuo branduolio sudėties priklauso, ar ji gali sprogti kaip Ia tipo, arba termobranduolinė, supernova. Tokiam sprogimui reikia anglies, kuri gali pradėti vykdyti greitas termobranduolines reakcijas; jei branduolyje anglies nėra, o vyrauja deguonis ir neonas, žvaigždė sprogti nepajėgi. Deja, branduolio tiesiogiai pamatyti neįmanoma, nes visa matoma spinduliuotė sklinda tik iš plonyčio išorinio žvaigždės sluoksnio. Dabar tyrėjai rado būdą užčiuopti ultramasyvios baltosios nykštukės branduolio sudėtį netiesiogiai ir patvirtino, kad vienas masyviausių žinomų tokių objektų anglies greičiausiai neturi. Metodas remiasi gravitaciniu raudonuoju poslinkiu – bendrosios reliatyvumo teorijos prognozuojamu reiškiniu, kai šviesa, verždamasi iš stipraus gravitacinės lauko, praranda energiją ir jos bangos ilgis išauga. Kuo tankesnė ir masyvesnė žvaigždė, tuo stipresnis poslinkis. Tyrėjai jį pritaikė nykštukei SDSS J060851.44-005950.3 (skaičiai reiškia jos koordinates danguje). Ją pasirinko todėl, kad greta jos skrieja kompanionė, kurios judėjimo greitį galima panaudoti nepriklausomai nustatyti visos sistemos judėjimui. Apjungę nykštukės spektro ir kompanionės fotometrinius duomenis, tyrėjai nustatė kompaktiško objekto parametrus: masė siekia 1,226 Saulės masės, o spindulys – vos apie 0,491 Žemės spindulio, taigi žvaigždė mažesnė už Žemę. Palyginę šiuos dydžius su tiksliais teoriniais ultramasyvių baltųjų nykštukių masės ir spindulio sąryšiais, tyrėjai nustatė, kad deguonies-neono branduolys tikėtinesnis nei anglies-deguonies. Tai reiškia, kad ši žvaigždė greičiausiai struktūriškai nepajėgi tapti Ia tipo supernova. Atradimas svarbus ir platesniu požiūriu: jis patvirtina, kad ultramasyvios baltosios nykštukės tikrai gali turėti būtent deguonies-neono branduolius ir padeda patikslinti teorinius modelius apie tai, kaip medžiaga elgiasi ekstremaliomis – milžiniško tankio – sąlygomis. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal.

***

Vienišos juodosios skylės pasklidusios plačiai. Beveik visos iki šiol aptiktos žvaigždinės masės juodosios skylės rastos dvinarėse sistemose. To priežastis paprasta: pačios juodosios skylės nespinduliuoja jokios šviesos, todėl aptikti jas galima tik iš įtakos kitiems kūnams – pavyzdžiui, jei greta esančios žvaigždės medžiaga krenta į juodąją skylę, įkaista ir ima savitai spinduliuoti. Aplink vienišą juodąją skylę medžiagos beveik nėra, todėl ji lieka praktiškai nematoma. Vis dėlto juodosios skylės dvinarėse sistemose turėtų būti santykinai reta konfigūracija, o dauguma skylių Paukščių Take skrajoja po vieną. Dabar mokslininkai apskaičiavo, kad daugiau nei 90 procentų mūsų Galaktikos žvaigždinės masės juodųjų skylių yra vienišos ir pasklidusios gerokai plačiau, nei žvaigždžių diskas. Tyrėjai sukūrė viso Paukščių Tako istorijos skaitmeninį modelį, kuriuo galima sekti, kaip per milijardus metų žvaigždės gimsta, vystosi ir miršta. Modelyje įtraukti ir supernovų sprogimai, kurių metu susidaro juodosios skylės, ir vadinamieji atatrankos spyriai – impulsai, kuriuos sprogimas gali suteikti naujagimei juodajai skylei ir nusviesti ją per Galaktiką. Suskaičiavę juodųjų skylių atsiradimą ir judėjimą per visą Visatos amžių, tyrėjai įvertino, kiek juodųjų skylių turėtų egzistuoti šiandien, kur jos greičiausiai yra ir kaip greitai juda. Taip jie nustatė, kad Paukščių Take iš viso susiformavo apie 170 milijonų žvaigždinės masės juodųjų skylių, o maždaug 91 procentas jų šiuo metu yra vienišos, be jokios žvaigždės kompanionės, kuri jas išduotų. Dar apie trys procentai gimimo metu įgavo pakankamai greičio, kad visiškai paliktų Galaktiką. Tai reiškia, kad dvinarėse sistemose, kuriomis astronomai įprastai remiasi, lieka tik keli procentai visų juodųjų skylių, ir jos nebūtinai atspindi visos populiacijos savybes. Modelis taip pat atskleidė, kad juodosios skylės pasiskirsčiusios plačiau nei matomos žvaigždės, tačiau masyviausios telkiasi arčiau Galaktikos plokštumos. Šie rezultatai svarbūs planuojant ateities stebėjimus. Netrukus darbą pradės Nancy Grace Roman kosminis teleskopas, bus paskelbtas ketvirtasis Gaia duomenų paketas, sulauksime kitų spektroskopinių apžvalgų; visi projektai turėtų leisti aptikti juodąsias skyles subtilesniais metodais – pavyzdžiui, iš to, kaip jų gravitacija sulenkia foninių žvaigždžių šviesą. Naujojo tyrimo rezultatai pateikia savotišką erdvėlapį, kur ir ko ieškoti, kad astronomai galėtų patikrinti žvaigždžių mirties ir juodųjų skylių formavimosi teorijas, remdamiesi kur kas didesne ir reprezentatyvesne paslėptos populiacijos dalimi. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

„Besikalantis“ kvazaras nusimeta dulkių kokoną. Juodosios skylės, randamos visų galaktikų centruose, kartais tampa aktyviais branduoliais ar net kvazarais – labai ryškiais spinduliuotės šaltiniais, kai į jas krentančios dujos įkaista ir ima skleisti daug šviesos visame elektromagnetiniame spektre, nuo radijo iki gama spindulių. Teorija prognozuoja, kad aktyvumas dažnai turėtų susidėti iš kelių fazių: pradžioje juodąją skylę gaubia tankus maitinančių dujų apvalkalas, o vėliau jis nupučiamas ir kvazaras matomas iš toli. Šiuo metu žinoma daugybė “atsidengusių” kvazarų, taip pat ne vienas “raudonas”, supamas tankių dulkėtų dujų. Tačiau pagauti pačią perėjimo akimirką, kai kokonas dar tik sklaidosi, yra itin sunku. Dabar tai pavyko – astronomai aptiko raudonąjį kvazarą, pramintą „Besikalančiu” (angl. the Hatchling), kurio šviesa iki mūsų keliauja 12 milijardų metų ir kuris, atrodo, užfiksuotas būtent šioje pereinamojoje fazėje. Objektas jau anksčiau buvo užfiksuotas giluminių laukų kataloguose, tačiau naujajame tyrime jis analizuojamas labai išsamiai, aprėpiant praktiškai visą bangos ilgių diapazoną. Tyrėjai sujungė net devynių prietaisų duomenis – James Webb NIRSpec, NIRCam ir MIRI instrumentų, Hubble, MUSE, Chandra rentgeno, ALMA ir VLA radijo stebėjimus. Plačios spinduliuotės linijos ir stipri rentgeno spinduliuotė rodo, kad šviesa mus pasiekia iš pačių aktyvaus branduolio prieigų, taigi šis yra bent iš dalies atsidengęs. Kartu aptiktos aiškios vandenilio ir helio sugerties linijos liudija tankias dujas esant visai arti branduolio. Kinematiškai sujaukti kelių cheminių elementų signalai bei išplitusi vandenilio spinduliuotė, matoma net ir daugiau nei 20 kiloparsekų atstumu nuo galaktikos centro, rodo, kad įvairių būsenų – šaltos ir karštos – dujos yra išmetamos iš branduolio srities į visą galaktiką. Tokia būsena yra tiesioginis kvazaro kuriamos tėkmės požymis. ALMA užfiksuota stipri dulkių spinduliuotė, o iš jos apskaičiuotas bendras infraraudonasis šviesis leidžia sistemą klasifikuoti kaip itin šviesią infraraudonąją galaktiką; tai reiškia, kad ji labai sparčiai formuoja žvaigždes. Objekto spektras bendrai paėmus yra raudonas, o mėlynos ir ultravioletinės spinduliuotės skleidžia labai mažai. Tai irgi yra dulkių požymis: jos efektyviai sugeria mėlyną spinduliuotę ir perspinduliuoja ją raudonoje srityje. Šie požymiai bei spektro linijų analizė vienareikšmiškai rodo, kad matomą branduolį vis dar iš dalies gaubia aplinkinė medžiaga. Taigi „Besikalantis“ kvazaras suteikia retą progą tirti menkai suprantamą pereinamąją fazę, kurioje grįžtamasis ryšys valo apvalkalą ir leidžia kvazarui išnirti. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Galaktikų sukimasis prasidėjo Visatos jaunystėje. Kodėl galaktikos sukasi? Klausimas atrodytų paprastas, bet aiškaus atsakymo neturime. Viena idėja, vadinama potvyninio sukimo teorija, teigia, kad galaktikų sukimasis yra ankstyvosios Visatos sąlygų palikimas, atsiradęs dar gerokai prieš pačioms galaktikoms susiformuojant ir išlikęs jose iki šiol. Jei tai tiesa, sukimosi ištakas galima atsekti iki ankstyviausių Visatos struktūrų – nevienalyčių dujų ir tamsiosios medžiagos gniužulų, kurie savo gravitacija traukė kaimynus. Jei toks pirminis gniužulas buvo šiek tiek pailgas, gravitacija stipriau veikė tą jo galą, kuris arčiau masyvaus kaimyno. Netolygus timptelėjimas privertė gniužulą suktis, o šį judesį turėtų paveldėti ir iš jo susiformavusi galaktika. Tačiau nors daugelis astronomų laiko šią idėją logiška, patvirtinti ją iki šiol buvo sunku. Dabar mokslininkai rado statistinių įrodymų, patvirtinančių potvyninio sukimo egzistavimą. Tyrėjai pasitelkė ELUCID projekto duomenis, kurie pagal šiandien matomų galaktikų padėtis atkuria, kaip medžiaga buvo pasiskirsčiusi ankstyvojoje Visatoje. Iš šios rekonstrukcijos jie apskaičiavo, kokį sukimąsi galaktikoms turėjo suteikti pirminės potvyninės jėgos, ir palygino šią prognozę su tikrais artimų galaktikų sukimosi matavimais. Pastarieji buvo gauti atskirai žvaigždėms ir dujoms – šie galaktikų komponentai dažnai sukasi skirtingais greičiais, o kartais – ir kryptimis. Stipriausiai prognozė sutapo su dujų sukimusi didelėse, masyviose elipsinėse galaktikose. Koreliacija buvo tokia stipri, kad atsitiktinio sutapimo tikimybė tėra vienas iš 500 milijardų. Tai – kol kas aiškiausias įrodymas, kad dabartinės galaktikos tikrai sukasi bent iš dalies pagal tai, kaip jas pasuko netolygumai pirmykštėje Visatoje. Nors didelę dalį sukimosi vėliau sujaukia galaktikų susiliejimai ir netvarkingas augimas, rezultatas patvirtina, kad gija sieja ankstyviausios Visatos potvyninius timptelėjimus su šiandien matomomis galaktikomis. Šis ryšys galėtų tapti nauju būdu matuoti sunkiai pasiekiamas Visatos savybes, tokias kaip neutrinų masė, nes ir jie galėjo turėti įtakos toms pirminėms potvyninėms jėgoms. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Astronomy.

***

Visatą rejonizavo nedaugelis galaktikų. Praėjus keliems šimtams tūkstančių metų po Didžiojo Sprogimo, Visatos medžiaga tapo neutrali – elektronai susijungė su protonais į vandenilio atomus. Tokia medžiaga yra nepermatoma ultravioletinei šviesai. Tačiau vėliau, per vadinamąją reionizacijos epochą, kažkas šias dujas tarpgalaktinėje erdvėje vėl jonizavo – atplėšė elektronus nuo vandenilio atomų, ir Visata tapo skaidri. Rejonizacija vadinama paskutiniu didžiuoju Visatos būsenos virsmu. Rejonizacijai reikalingi energingi fotonai, kuriuos skleidė arba žvaigždės, arba aktyvūs galaktikų branduoliai, arba ir vieni, ir kiti šaltiniai. Jie buvo pirmosiose galaktikose, tačiau kurios būtent galaktikos svarbiausios – daugybė silpnų ar keletas ryškių? Į šį klausimą atsakymo kol kas neturėjome, kaip ir atsakymo, kokia dalis galaktikose pagamintų fotonų pabėgdavo į tarpgalaktinę erdvę. Sunkumas tas, kad neutralios dujos tarp pirmųjų šaltinių ir rejonizacijos epochos pabaigos maždaug ties milijardu metų po Didžiojo sprogimo praktiškai visiškai sugeria jonizuojančią šviesą, todėl tiesiogiai išmatuoti, kiek fotonų ištrūksta, neįmanoma. Dabar tyrėjai rado būdą apeiti šią kliūtį, remdamiesi James Webb teleskopu išmatuotais galaktikų spektrais. Jie atkreipė dėmesį, kad ištrūkstančių fotonų dalis palieka netiesioginį pėdsaką pačios galaktikos spektre: kuo daugiau jonizuojančios šviesos pabėga į išorę, tuo mažiau jos lieka viduje sužadinti aplinkinėms dujoms, taigi tuo silpnesnės tampa tam tikros spinduliuotės linijos. Analizuodami beveik pusantro tūkstančio galaktikų, kurias matome iš 0,5-1,2 milijardo metų amžiaus Visatos, archyvinius spektrus, tyrėjai įvertino, kiek jonizuojančios šviesos pabėga iš kiekvienos iš jų. Sujungę šiuos duomenis su galaktikų ryškumo pasiskirstymu, jie sudarė stebėjimais paremtą jonizuojančių fotonų „biudžetą“. Gautieji rezultatai atkūrė reionizacijos eigą, derančią su nepriklausomais matavimais. Paaiškėjo, kad skirtingais laikotarpiais svarbiausios buvo skirtingos galaktikos – paskutinius porą šimtų milijonų metų dominavo ryškios, o anksčiau blausios ir ryškios galaktikos prisidėjo maždaug po lygiai. Tačiau svarbiausias atradimas kitas: vos penktadalis galaktikų – tos, iš kurių ištrūksta daugiau nei dešimtadalis pagaminamų fotonų – paskleidė net apie 87 procentus visų jonizuojančių fotonų. Kitaip tariant, reionizaciją vykdė ne visos galaktikos po lygiai, o nedidelė „stipriai porėtų“ mažuma. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

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

Laiqualasse