Jaunystėje visi būname energingesni, nei senatvėje. Kosmose – panašiai: įvairios sistemos gyvenimo pradžioje dažnai būna audringos, o vėliau rimsta. Praeitos savaitės naujienose randame atsakymų apie pirmuosius kietus kūnus Saulės sistemoje ir kaip jie formavosi siūruojančiame dulkių ir dujų diske; apie pirmųjų žvaigždžių formavimosi žybsnius Visatoje bei tų žvaigždžių pirmosiose galaktikose poveikį erdvei aplink galaktikas; ir apie jauniausią žinomą egzoplanetą. Taip pat – Merkurijaus traukimasis, pastebima žvaigždės evoliucija vos per dešimtmečius, bei greitųjų radijo žybsnių panaudojimas matuoti medžiagos pasiskirstymui Visatoje. Gero skaitymo!

***

Ar Saulė, kaip mitinis Kronas, valgė savo vaikus? Gali būti, kad sistemos jaunystėje viena ar daugiau planetų paskendo žvaigždėje. Kaip tą galėtume išsiaiškinti, pasakoja John Michale Godier:

***

Merkurijus traukėsi labiau, nei matyti paviršiuje. Merkurijaus paviršius nusėtas krateriais, kalnagūbriais ir stačiomis atbrailomis. Milijardus metų planetos vidui vėstant, ji ir pati traukėsi. Šiek tiek panašiai kaip raukšlėjasi džiūstančio vaisiaus žievelė, Merkurijaus uolinis paviršius irgi susiraukšlėjo į kalnagūbrius ir atbrailas. Šios struktūros išsaugojo informaciją apie planetos susitraukimą: kartografuodami jas, mokslininkai gali įvertinti, kiek sumažėjo Merkurijaus spindulys. Visgi šie vertinimai ne visada patikimi: naujame tyrime parodoma, kad ankstesniuose darbuose apskaičiuotas Merkurijaus susitraukimas 10-30 procentų nuvertintas. Dariniai, iš kurių sprendžiama apie susitraukimą, vadinami sutrumpėjimo struktūromis. Tyrėjai pastebėjo, kad šie kalnagūbriai ir atbrailos kur kas dažniau aptinkami lygesnėse vietose nei nelygiose. Tai leidžia manyti, kad dalis tektoninio įrašo yra paslėpta, nes nelygus paviršius dažniausiai tampa dėl pakartotinių asteroidų smūgių. Kai įvyksta didelis smūgis, paviršiaus medžiaga išsviedžiama į aplinką, sudarydama nelygius nuolaužų klodus, kurie gali uždengti senesnes tektonines struktūras ir padaryti jas sunkiau įžiūrimas. Ypač aiškus dėsningumas išryškėjo prie palyginti jaunų smūginių kraterių. Pavyzdžiui, aplink Rachmaninovo kraterį sutrumpėjimo struktūros retesnės ten, kur paviršių dengia nelygios nuolaužos. Atsižvelgę į ryšį tarp paviršiaus nelygumo ir matomų struktūrų, tyrėjai perskaičiavo Merkurijaus spindulio susitraukimą. Tikėtina, kad jis per visą planetos istoriją sumažėjo 8,3-11,6 kilometro. Tiesa, tyrimo autoriai pabrėžia, kad ir tai gali būti nepakankamas įvertis, o tikrasis susitraukimas galėjo būti dar didesnis. Merkurijaus spindulys yra kiek daugiau nei 2400 km, taigi bendras susitraukimas nėra labai didelis, bet kuo tiksliau jį žinosime, tuo geriau galėsime suprasti, kaip planeta vėso ir iš ko sudaryta. Dar tikslesnį vaizdą turėtų pateikti ESA ir JAXA misija BepiColombo, kurios lazerinis aukščiamatis BELA matuos paviršiaus nelygumą kur kas smulkesniu masteliu, nei dabartiniai duomenys. Toks pat efektas gali būti svarbus ir kitiems uoliniams kūnams, ypač Mėnuliui, kurio paviršius dar nelygesnis nei Merkurijaus. Tyrimo rezultatai publikuojami Geophysical Research Letters.

***

Pirmieji kieti Saulės sistemos kūnai. Kai Saulės sistemoje ėmė formuotis pirmieji kieti kūnai, egzistavo iš esmės dvi statybinės medžiagos: chondrulės – milimetro dydžio uolienų rutuliukai, susidarę karštomis sąlygomis, ir matrica – smulkiagrūdės, šaltos dulkės, prisodrintos vandens ledo ir organinių molekulių. Anglinių chondritų – primityviausių meteoritų, kilusių iš išorinės Saulės sistemos – analizė jau seniau parodė, kad kuo objektas formavosi anksčiau, tuo jame didesnė chondrulių dalis, lyginant su matrica. Tokią tendenciją paaiškina procesas, vadinamas aerodinaminiu rūšiavimu: didesnės chondrulės lengviau nusėda į protoplanetinio disko vidurio plokštumą, kur gali kauptis į didesnius darinius, o matrica ilgiau srūva kartu su dujomis. Tačiau buvo neaišku, ar šis procesas svarbus buvo ir dar anksčiau, per pirmąjį milijoną Saulės sistemos gyvavimo metų, nes iš to laikmečio neišliko nė vieno vėliau neišsilydžiusio kūno. Dabar mokslininkai rado būdą ištirti ir šį ankstyviausią laikotarpį. Jų sprendimas buvo nagrinėti geležies meteoritus iš išorinės Saulės sistemos. Jų motininiai kūnai sukaupė tiek radioaktyvaus aliuminio-26, kad visiškai išsilydė, tad fiziniai pirminės sandaros pėdsakai, tokie kaip chondrulės ar matrica, pranyko. Tačiau pirminę sudėtį galima atkurti remiantis dviem nepriklausomais cheminiais žymekliais, kurie abu susiję su matrica. Pirmasis – sieros kiekis, nes šio elemento ypač daug yra matricoje, o chondrulėse praktiškai nerandama. Antrasis – geležies oksidacijos lygis, rodantis, kiek vandens ledo bei oksiduotų dulkių pateko į kūną jam formuojantis. Abu žymekliai davė tą patį atsakymą: pirminiuose kūnuose matrica sudarė vos 8–17 procentų – mažiau nei bet kuriame žinomame chondrite. Vadinasi, ankstyviausi išorinės Saulės sistemos kietieji kūnai buvo sudaryti iš maždaug 83–92 procentų chondrulių, su labai nedideliu ledinių, lakiaisiais junginiais turtingų dulkių kiekiu. Tai išplečia anksčiau žinomą ryšį tarp kūno amžiaus ir matricos kiekio iki pačios Saulės sistemos formavimosi pradžios ir įtvirtina aerodinaminį rūšiavimą kaip pamatinį veiksnį, lėmusį pirmųjų kietųjų kūnų, planetų pirmtakų, sudėtį. Kartu šis rezultatas rodo, kad chondrulių formavimasis vyko nuo pat pirmųjų Saulės sistemos akimirkų visame protoplanetiniame diske. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Astronomy.

***

Patvirtinta jauniausia žinoma planeta. Planetos formuojasi iš dujų ir dulkių disko, kuris atsiranda formuojantis pačiai žvaigždei. Ankstyviausią planetos gimimo stadiją stebėti itin sunku, nes pradžioje ją supa tankios dulkės. Iš daugiau nei 6 000 patvirtintų egzoplanetų didžioji dalis aptiktos tranzitų metodu, kuris veikia tik tada, kai planeta praskrieja prieš savo žvaigždę. Jis veikia tik sistemose, kur protoplanetinis diskas išsisklaidęs, todėl tipinė žinoma egzoplaneta yra šimtų milijonų ar milijardų metų amžiaus. Taigi planetų formavimosi modeliai daugiausia remiasi tik teorija ir netiesioginiais planetų egzistavimo požymiais jaunų žvaigždžių diskuose, pavyzdžiui atvertais dulkių pasiskirstymo tarpais. Dabar tyrėjai tiesiogiai užfiksavo planetą, kuriai mažiau nei milijonas metų; tai jauniausias kada nors aptiktas toks objektas. Planeta Elias 2-24 b skrieja aplink žvaigždę maždaug 120 parsekų atstumu, vis dar giliai savo gimtajame dulkių bei dujų diske. Jos tyrimų istorija prasidėjo maždaug prieš dešimtmetį, kai ALMA stebėjimai atskleidė tarpą šios jaunos žvaigždės diske, o ESO Labai didelis teleskopas šiame tarpe pastebėjo blausų šviesos tašką. Buvo ginčijamasi, ar tai gali būti planeta, nes pagal modelius prie tokios jaunos, vis milijono metų amžiaus, žvaigždės atsivėrusiame tarpe planeta negalėjo spėti užaugti. Teorija prognozuoja, kad Jupiterio dydžio planetai susiformuoti Jupiterio atstumu prireikia apie 5 milijonų metų, o toliau – dar ilgiau. Tačiau šis taškelis buvo net 55 kartus toliau nuo savo žvaigždės nei Žemė nuo Saulės, arba dešimt kartų toliau, nei Jupiteris. Naujojo tyrimo autoriai peržiūrėjo Keck observatorijos archyvą ir rado tą patį taškelį 2018 bei 2020 metų stebėjimuose. Jie buvo atlikti pasinaudojus koronagrafu – instrumentu, uždengiančiu žvaigždės šviesą. Sujungę stebėjimus ir išanalizavę objekto judėjimą, jie įsitikino, kad šis elgiasi kaip planeta, o ne kaip vaizdo defektas ar foninė žvaigždė. Planeta maždaug 2–4 kartus masyvesnė už Jupiterį ir tikrai skrieja disko tarpe – kaip tik ten, kur ir turėtų būti, jei tarpas atsiranda dėl jos pačios gravitacijos. Tai patvirtina planetų-milžinių formavimosi teoriją, vadinamą gravitaciniu nestabilumu, pagal kurią tokios planetos gali užgimti labai greitai. Iš kitos pusės, atradimas rodo, kad net ir geriausi modeliai vis dar praleidžia kažkokius svarbius procesus, nes negali paaiškinti tokios greito formavimosi tokiu dideliu nuotoliu. Nauji stebėjimai, pavyzdžiui su Roman teleskopu, papildys mūsų žinias apie šią ir kitas jaunas egzoplanetas ir padės patikrinti modelius. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal Letters.

***

Laivo kilio ūkas yra vienas įspūdingiausių kosminių dujų telkinių, matomų iš Žemės net ir pro nedidelius teleskopus. O per galingiausius prietaisus atsiveria vis naujos detalės. Štai šioje Webb’u darytoje nuotraukoje matome dujų sankaupą, kurios forma šiek tiek primena atvirą lobių skrynią. Sankaupa, suspausta aplinkinių žvaigždžių spinduliuotės bei vėjo, yra puiki viena naujoms žvaigždėms formuotis. Lobių skrynioje matomos žvaigždės ypatingai jaunos – vos 1,3 milijono metų amžiaus.

***

Žvaigždės evoliucija realiu laiku. Žvaigždžių gyvenimai matuojami milijonais ir milijardais metų, taigi natūralu galvoti, jog bet kokie reikšmingi pokyčiai jose trunka kur kas ilgiau nei žmogaus gyvenimas. Daugeliui žvaigždžių ir daugumai jų raidos etapų tai tikrai tiesa, ir ją nagrinėti galima tik iš „momentinių nuotraukų“ – skirtingų žvaigždžių, esančių skirtingose stadijose, atvaizdų. Tačiau kartais būna ir išimčių. Viena jų – Sakurajaus objektas, kuris 1996 metais netikėtai sužibo, nors jau buvo pasiekęs galutines evoliucijos stadijas. Dabar astronomai patvirtino, kad ši žvaigždė perėjo į naują raidos fazę – išsivystė galingas žvaigždinis vėjas, būdingas Volfo-Rajė tipo žvaigždėms. Manoma, kad žvaigždė buvo panaši į Saulę, bet jau beveik baigusi vykdyti termobranduolines reakcijas ir keliaujanti baltosios nykštukės būsenos link. Ją ištiko retas įvykis, vadinamas labai vėlyvu šiluminiu pulsu: giliai negyvos žvaigždės viduje staiga vėl įsižiebė helio sluoksnis, pradėjęs gaminti anglį. Dėl to žvaigždė sparčiai išsiplėtė, atvėso ir išsviedė daug medžiagos į erdvę, laikinai grįždama į ankstesnę savo gyvenimo stadiją – todėl ji ir vadinama „atgimusia“. Iš viso stebėtos tik dvi žvaigždės, patiriančios tokį virsmą: Sakurajaus objektas ir Erelio V605. Po išsiveržimo Sakurajaus objektą paslėpė tiršti dujų ir dulkių debesys, todėl tirti jį tiesiogiai sunku. Tyrėjai analizavo ESO Labai dideliu teleskopu surinktą šviesą ir lygino ją su sudėtingais žvaigždžių atmosferų bei vėjų modeliais. Objekto spektre išryškėjo būdingos anglies ir helio linijos, leidusios nustatyti žvaigždės temperatūrą, cheminę sudėtį ir vėjo savybes. Paaiškėjo, kad paviršiaus temperatūra dabar siekia maždaug 30 000 laipsnių – daugiau, nei prieš žybsnį. Taigi žvaigždė po beveik trijų dešimtmečių vėl kaista. Tačiau kaista lėčiau, nei prognozavo kai kurie modeliai, ir tai leidžia atrinkti, kurios teorijos geriausiai aprašo, kas vyksta mirštančiai žvaigždei trumpam atgijus. Palyginimui, Erelio V605, išsiveržusi maždaug prieš 80 metų, jau įkaitusi iki maždaug 95 000 laipsnių. Taigi Sakurajaus objektas yra ankstyvesnėje šio kelio stadijoje. Tyrėjai žada jį stebėti toliau, sekdami, kaip jis kaista ir tęsia neįprastą kelionę baltosios nykštukės link. Tyrimo rezultatai publikuojami MNRAS.

***

Juodųjų skylių čiurkšlių universalumas. Astronomai jau seniai įtaria, kad juodųjų skylių maitinimosi ir srautų paleidimo fizika nepriklauso nuo jų dydžio. Kitaip tariant, tie patys dėsniai greičiausiai aprašo tiek žvaigždinių, kelis kartus už Saulę masyvesnių, tiek ir milijardus kartų masyvesnių supermasyvių juodųjų skylių augimą. Žvaigždinės masės juodosios skylės rentgeno dvinarėse sistemose keičia būsenas per savaites ar mėnesius. Tai leidžia detaliai sekti, kokiomis sąlygomis paleidžiamos čiurkšlės; taip nustatyta, jog egzistuoja specifinė maitinimosi spartos riba, kada čiurkšlės įsijungia, ir kada išsijungia. Su supermasyviomis juodosiomis skylėmis kur kas sunkiau, nes visos aktualios laiko skalės tiesiogiai proporcingos objekto masei. Taigi galaktikų centruose esančių monstrų akrecija kinta dešimčių tūkstančių metų ir ilgesniais laikotarpiais, todėl pamatyti perėjimų pavienėse sistemose tiesiog neįmanoma. Visgi kartais ir ten nutinka greitai kintantys akrecijos epizodai – potvyninio žvaigždžių suardymo įvykiai, o naujame tyrime parodyta, kaip jais remiantis galima aptikti čiurkšlių paleidimui svarbias ribas. Kai žvaigždė priartėja per arti supermasyvios juodosios skylės, ši ją sudrasko, o didelė suplėšytos medžiagos dalis per kelerius metus įkrenta į juodąją skylę. Taigi per laikotarpį, kurį įmanoma stebėti realiu laiku, juodosios skylės akrecijos sparta iš pradžių išauga, o paskui sumažėja, labai panašiai, kaip dvinarėje sistemoje su žvaigždine juodąja skyle. Naujojo tyrimo autoriai išanalizavo 20 tokių įvykių, panaudoję regimųjų, ultravioletinių, rentgeno ir radijo sričių stebėjimus, o dešimčiai jų patikimai sumodeliavo tiek maitinimosi tempą, tiek radijo ruože spinduliuojančių srautų paleidimą. Taip jie nustatė, kad čiurkšlės paleidžiamos per du akrecijos proceso etapus. Pirmasis – ankstyvas, kai juodoji skylė maitinasi ekstremaliu, vadinamąją Edingtono ribą viršijančiu tempu. Antrasis nutinka daug vėliau, praėjus šimtams ar tūkstančiams dienų po žvaigždės suardymo, kai maitinimosi tempas nukrenta iki maždaug 2% Edingtono ribos. Būtent ties šia riba čiurkšlės įsijungia ir žvaigždinės masės juodosiose skylėse mūsų Galaktikoje. Kitaip tariant, nepaisant milžiniško masės skirtumo, čiurkšlių paleidimo kriterijai yra vienodi. Tą prognozuoja ir teoriniai modeliai, kurie rodo, kad kaip tik ties šiomis ribomis reikšmingai pasikeičia akrecinio srauto geometrinė konfigūracija. Taip pat gautieji rezultatai paaiškina, kodėl vieni potvyninio suardymo įvykiai iškart nušvinta radijo bangomis, o kiti tą padaro tik po metų. Tyrimas duoda ir praktinės naudos, mat turint aiškius čiurkšlių įsijungimo kriterijus bus galima prognozuoti, kada jų sulauksime konkrečiame potvyninio suardymo žybsnyje, ir tikslingiau planuoti brangius radijo teleskopų stebėjimus. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Astronomy.

***

Juodosios skylės perkuria savo galaktikas. Galaktikų ir jų centrinių supermasyvių juodųjų skylių augimas glaudžiai susijęs – tą rodo ir jų savybių tarpusavio sąryšiai. Neabejojama, kad galaktikų aktyvumas, nutinkantis kai į juodąją skylę ima sparčiai kristi dujos, paveikia žvaigždžių formavimąsi, tačiau poveikio detalės dar labai neaiškios. Jis gali ir slopinti, ir skatinti žvaigždžių gimimą, o kartais beveik neturėti įtakos. Tam, kad atskirtume poveikį, reikia identifikuoti, kur ir kaip formuojasi žvaigždės. Bet tą padaryti gali būti sunku, nes galaktikos šviesa kyla iš kelių šaltinių vienu metu: jaunų žvaigždžių, pačios juodosios skylės spinduliuotės ir smūginių bangų, susidarančių, kai juodosios skylės paleisti dujų srautai atsitrenkia į tarpžvaigždinę terpę. Naujame tyrime mokslininkai pritaikė naują metodą, leidžiantį šiuos tris šaltinius atskirti, ir ištyrė devynias artimas galaktikas su aktyviais branduoliais. Naudodami Čilėje esančio Labai didelio teleskopo MUSE instrumentą, kuris gali vienu metu matuoti daugybės galaktikos taškų spektrą, ir teorinius modelius, tyrėjai visose devyniose galaktikose rado labai panašias tendencijas. Šiek tiek nutolę nuo centro, tipiškai 0,8-6 kiloparsekų atstumu, driekiasi žvaigždėdaros žiedai ar lankai. Iš galaktikos centro į išorę statmenai diskui plečiasi aktyvaus branduolio spinduliuotės jonizuoti dujų kūgiai, o centrinėse srityse dominuoja greitos smūginės bangos. Įdomiausia, kad šios smūginės bangos nukreiptos statmenai juodosios skylės paleistiems srautams – toks dėsningumas nuosekliai kartojosi visose devyniose galaktikose. Nepriklausomą patvirtinimą suteikė ir Chandra rentgeno observatorijos stebėjimai. Tyrėjai mano, kad centrinės smūginės bangos kyla juodosios skylės čiurkšlėms ir vėjams sąveikaujant su tarpžvaigždine terpe. Žvaigždėdaros žiedai greičiausiai atsiranda dėl dujų migracijos, kurią sukelia galaktikos skersė, tačiau žvaigždėdarą juose gali paspartinti ir aktyvus branduolys. Taip teigti leidžia smūginės bangos, kartais matomos ir žvaigždėdaros žieduose. Svarbiausia platesnė tyrimo išvada – centrinės smūginės bangos yra bendras tokių galaktikų bruožas, todėl į jas privalu atsižvelgti tiriant, kaip juodosios skylės veikia savo galaktikas. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal.

***

Greitieji radijo žybsniai – medžiagos pasiskirstymo matas. Tamsioji energija, tamsioji medžiaga ir neutrinai paveikia medžiagos pasiskirstymą Visatoje. Taigi išmatavę, kaip dujos telkiasi į galaktikas ir spiečius, iš principo galime gauti atsakymų apie šių mįslingų ir sunkiai pastebimų darinių prigimtį. Tačiau tokiai analizei koją kiša rimta kliūtis: medžiagos pasiskirstymą keičia ne tik kosmologiniai veiksniai, bet ir galaktikų viduje vykstantys procesai. Pavyzdžiui, supermasyvių juodųjų skylių vėjai ir sprogstančios žvaigždės išstumia karštas dujas toli už galaktikų ribų ir taip išlygina medžiagos gumulus. Šis poveikis stebėtinai panašus į tai, ką sukeltų masyvūs neutrinai ar tam tikros teoretikų nagrinėjamos tamsiosios energijos bei medžiagos atmainos. Tad kol šio grįžtamojo ryšio indėlio neišmatuosime nepriklausomai, atskirti efektų neįmanoma. Dabar tyrėjai parodė, kad greitieji radijo žybsniai gali suteikti nepriklausomą vidinių galaktikų efektų matą. Greitieji radijo žybsniai (FRB) yra vos milisekundžių trukmės galingi radijo blyksniai iš tolimų galaktikų, greičiausiai kylantys iš stipriai įmagnetintų neutroninių žvaigždžių. Keliaudami milijardus šviesmečių, jie kerta medžiagos „rūką“, kuris signalą išsklaido: trumpesnės bangos ateina anksčiau nei ilgesnės, panašiai kaip prizmė išskaido baltą šviesą. Kuo tankesnė medžiaga kelyje, tuo didesnis šis išsklaidymas, todėl FRB veikia kaip tiesioginis įprastos (arba barioninės) medžiagos matuoklis. Išanalizavę 114 žybsnių, tyrėjai pirmą kartą tiesiogiai išmatavo, kaip galaktikų grįžtamasis ryšys veikia medžiagos telkimąsi didelėse srityse aplink galaktikas ir tarp jų, taip pat dujų masės dalį masyviuose haluose. Rezultatai patvirtino, kad grįžtamasis ryšys iš tiesų išlygina aplinkinę medžiagą – tačiau silpniau, nei rodė ankstesni pažangiausi matavimai, atlikti kosminiu eROSITA rentgeno teleskopu ir Atakamos kosmologijos teleskopu Čilėje. Įspūdinga tai, kad tokie apribojimai jau dabar suteikia panašiai patikimus rezultatus, kaip ankstesni metodai, nors turima imtis tesiekė vos apie šimtą FRB. Kaupiant vis daugiau duomenų apie FRB, šis metodas greitai gali tapti vienareikšmiškai tiksliausiu, nagrinėjant materijos pasiskirstymą didžiausiais Visatos masteliai. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Astronomy.

***

Vėlyvi pirmosios žvaigždėdaros žybsniai. III populiacijos žvaigždės buvo pirmoji Visatos žvaigždžių karta, susiformavusi vien iš pirmykščio vandenilio ir helio, be jokių sunkesnių elementų. Manoma, kad jos dažniausiai būdavo itin masyvios ir gyvendavo palyginus trumpai, vos po kelis milijonus metų. Gyvenimo pabaigoje sprogdavo supernovomis ir prisodrindavo aplinką metalais – sunkesniais už helį elementais. Taigi būtų galima tikėtis, kad keliasdešimt milijonų metų po žvaigždėdaros pradžios gimstančios antrosios kartos žvaigždės praktiškai visada turėtų turėti bent šiek tiek metalų. Tačiau James Webb teleskopu aptikta galaktikų, matomų rejonizacijos epochos pabaigoje, praėjus beveik milijardui metų po Didžiojo Sprogimo, su galimais III populiacijos žvaigždžių požymiais. Tai šimtais milijonų metų vėliau, nei prognozavo teorija. Naujame tyrime, pasitelkus skaitmeninius modelius, parodyta, kad tokia uždelsta pirminė žvaigždėdara įmanoma, bet reikalauja specifinių sąlygų. Pirmykščiams dujų debesims suformuoti žvaigždes sunku, mat tam reikia atvėsti, o vėsimas efektyviai vyksta tik egzistuojant vandenilio molekulėms. Molekulės geriausiai formuojasi, kai yra dulkių, kurių pirmykščiuose dujų telkiniuose nebuvo, taigi vėsimas buvo neefektyvus, o susidarančios žvaigždės – masyvios. Sulaikyti dujas, kad jos apskritai neatvėstų, gali vadinamoji Laimano-Vernerio spinduliuotė: santykinai mažos energijos ultravioletiniai fotonai, kurie suardo besiformuojančias vandenilio molekules ir pašildo dujas. Tokios spinduliuotės paveiktame debesyje žvaigždėdara nevyksta tol, kol jame prisikaupia tiek masės, kad ultravioletiniai fotonai nebegali pasiekti centro, ir kolapsas tampa neišvengiamas. Tyrėjai skaitmeniniais modeliais, kuriuose įtraukti hidrodinaminiai ir spinduliuotės poveikio procesai, modeliavo maždaug 100 milijonų Saulės masių halus, egzistuojančius kelių šimtų milijonų metų amžiaus Visatoje. Skirtingose modelio realizacijose jie varijavo Laimano-Vernerio spinduliuotės intensyvumą. Debesyse susiformavo savita struktūra: išoriniai sluoksniai liko įkaitę nuo išorinės ultravioletinės spinduliuotės, o vidinė dalis, jų apsaugota, atvėso ir galiausiai ėmė formuoti žvaigždes. Esant pakankamai stipriai spinduliuotei, bent tūkstantį kartų stipresnei nei šiandieninėje Visatoje, šis procesas tikrai atsidėdavo iki rejonizacijos epochos pabaigos. Tačiau besiformuojančių žvaigždžių telkinių masė neviršijo maždaug milijono Saulės masių, nes po pirmųjų supernovų sprogimų galaktika greitai prisisodrindavo metalais ir vėliau gimstančios žvaigždės nebepriklausė III populiacijai. Svarbu ir tai, kad Laimano-Vernerio spinduliuotė, paskleista supernovų sprogimų ir jaunų žvaigždžių aplinkinėse galaktikose, pasiekia pirmykščius debesis šimtais milijonų metų anksčiau nei jų metalai, todėl debesys išlieka „švarūs“. Tyrėjai skaičiuoja, kad nors ir reti, tokie žybsniai būtų aptinkami, ypač pasitelkus apžvalgas, sukoncentruotas į arčiau esančius galaktikų spiečius, kad išnaudotų gravitacinio lęšiavimo efektą, kuris reikšmingai paryškina tolimų objektų spinduliuotę. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Mažųjų raudonųjų taškelių kilmė. Viena ilgamečių astrofizikos mįslių – kaip supermasyvios juodosios skylės, siekiančios milijardus Saulės masių, spėjo susiformuoti mažiau nei per 600 milijonų metų po Didžiojo Sprogimo. James Webb teleskopas, užuot pateikęs vienareikšmį atsakymą, atskleidė visokių įdomybių, pavyzdžiui gausybę mažų, mįslingų, itin raudonų objektų – mažųjų raudonųjų taškelių (LRD). Jų prigimtis pati tapo galvosūkiu. Dabar astronomai, naudodami detalius skaitmeninius modelius, parodė, kad abi mįslės gali turėti bendrą atsakymą. Modelių skaičiavimai prasidėjo nuo terpės aplink ankstyvąją galaktiką, o didėjant erdvinei skyrai pasiekė atskirus dujų debesis. Kaip ir tikėtasi, intensyvi tolimoji ultravioletinė spinduliuotė iš kaimyninių galaktikų nuslopino įprastą žvaigždėdarą. Užuot suskilusios į daugybę mažų žvaigždžių, kiekvieno debesies dujos suformuodavo po vieną supermasyvią žvaigždę, kuri vėliau kolapsuodavo į juodosios skylės sėklą. Šios sėklos pasirodė esančios maždaug milijono Saulės masių – dešimteriopai masyvesnės nei prognozavo ankstesni modeliai. Susiformavusią sėklą iškart apgaubia tankus, optiškai storas dujų diskas. Būtent šis apvalkalas ir yra raktas: jis įkalina spinduliuotę ir leidžia juodajai skylei augti dešimtis kartų sparčiau, nei būtų įmanoma dabartinėje Visatoje. Be to, stiprus elektronų sklaidymas šiame diske sukuria plačias vandenilio spinduliuotės linijas – kaip tik tokias, kokios stebimos LRD. Toliau augdamos, šios juodosios skylės per pirmus 500 milijonų metų pasiekia apie 30 milijonų Saulės masių. Svarbiausia, kad visi procesai modeliuose įvyko natūraliai, be jokių egzotiškų prielaidų ar atsitiktinumų – o tai paaiškina, kodėl LRD aptinkama taip gausiai. Tai pirmas kartas, kai LRD susiejami su trumpalaike, apvalkalu gaubta masyvių sėklų formavimosi faze, iš kurios vėliau išsivysto Vebo stebimi per masyvūs kvazarai ir galiausiai šiandieninės supermasyvios juodosios skylės. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature.

***

Galaktikų sankaupa – pirmasis rejonizacijos šaltinis? Praėjus keliems šimtams tūkstančių metų po Didžiojo Sprogimo Visatą užpildė neutralios vandenilio dujos, ir ji tapo visiškai tamsi. Vėliau pirmosios žvaigždės ir galaktikos ėmė jonizuoti šias dujas – prasidėjo rejonizacijos epocha, kurios pabaigoje, maždaug milijardą metų po Didžiojo sprogimo, beveik visos tarpgalaktinės dujos buvo jonizuotos. Rejonizacija greičiausiai vyko galaktikoms aplink save išpučiant jonizuoto vandenilio burbulus, kurie ilgainiui susijungė. Tačiau tokių ankstyvųjų burbulų aptikti kol kas nepavyko. Dabar astronomai, analizuodami James Webb teleskopo JADES apžvalgos duomenis, rado galimą tokio burbulo pėdsaką. Mokslininkai aptiko galaktikų sankaupą, kurios šviesa mus pasiekia iš laikų praėjus mažiau nei 500 milijonų metų po Didžiojo Sprogimo. Joje suskaičiuota 18 galaktikų, susitelkusių maždaug aštuonių megaparsekų skersmens srityje. Tai beveik keturis kartus aukštesnė koncentracija, nei įprasta to laikmečio galaktikoms. Apskritai šios galaktikos sudaro trečdalį visų panašaus ryškumo objektų šiame stebėjimų lauke, o jose vyksta beveik pusė visos regiono žvaigždėdaros. Trečdalis jų turi artimų palydovių ar smulkesnių struktūrų, taigi ir tarpusavio sąveikos, kaip būtų galima tikėtis, vyksta dažniau, nei kitose vietose. Tiesa, pačių galaktikų masės ir žvaigždėdaros tempai tik nežymiai viršija įprastus tokio laikotarpio dydžius, taigi jos nepatiria ypatingo žvaigždėdaros protrūkio. Užuominą apie pučiamą burbulą suteikė Laimano alfa spinduliuotė. Ši spektro linija švyti ultravioletiniame ruože, ją skleidžia sužadintos vandenilio dujos, o neutralūs vandenilio atomai lengvai sugeria ir išsklaido. Ankstyvojoje, dar neutralioje Visatoje Laimano alfa spinduliuotė efektyviai sugeriama ir mūsų nepasiekia. Tai, kad ji matoma šiame regione, rodo, kad ten nemažai vandenilio yra jonizuota. Tyrėjai rado požymių, kad pralaidumas Laimano alfa spinduliuotei kinta erdviškai: jis didesnis ties sankaupos centru ir mažėja link pakraščių. Tokia tendencija atitinka vaizdą, kurio tikėtumėmės, jei galaktikos būtų išpūtusios maždaug šešių megaparsekų spindulio jonizuotą burbulą. Jei tokia interpretacija pasitvirtins, tai būtų anksčiausias žinomas galaktikų sankaupos sukurtas jonizuotas burbulas – retas langas į patį rejonizacijos pradžios etapą. Tyrėjai pabrėžia, kad išvados kol kas preliminarios, ir žada sritį stebėti pakartotinai tiek Webbu, tiek ALMA radioteleskopu. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal.

***

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

Laiqualasse