Vėsdami daiktai traukiasi. Tai galioja ir ką tik iškeptai bandelei, ir Mėnuliui. Pastarasis mažėja visą savo gyvenimą, o per pastaruosius kelis šimtus milijonų metų susitraukė beveik 50 metrų. Tiesa, galbūt netolygiai. Dėl kintančios temperatūros traukiasi bei plečiasi ir planetų atmosferos; dabar pirmą kartą šie skirtumai aiškiai išmatuoti egzoplanetos tranzito metu. Ateityje susitrauks ir Saulė, tik ne dėl to, kad atvės, o dėl to, kad nusimes išorinius sluoksnius, tuo pačiu branduoliui susispaudžiant į Žemės dydžio rutuliuką. Jei šis procesas vyks nesimetriškai – o taip greičiausiai ir bus – vien traukimosi metu planetų orbitos gali tapti nestabilios. Kitose naujienose – besijungiantys galaktikų spiečiai, žalios baltosios nykštukės ir naujas planetinių sistemų klasifikavimas. Gero skaitymo!

***

Spalio 10 Saulėje įvykęs išsiveržimas po kelių dienų pasiekė Žemę, kur sukėlė šiaurės pašvaistę. Čia ji nufotografuota šiaurinėje Švedijoje, o ilgo išlaikymo nuotraukoje matyti ne tik atmosferiniai raibuliai, bet ir Marsas (ryškus oranžinis šviesulys) bei jaunas žvaigždžių spiečius M44, dar vadinamas Aviliu arba Ėdžiomis.

***

Mėnulis mažėja, bet nežymiai. Mėnulio vidus pamažu vėsta, o vėsdamas palydovas traukiasi. Šis procesas palieka pėdsakus paviršiuje: plutai spaudžiantis, viena jos dalis užsistumia ant kitos ir suformuoja laiptuotus šlaitus. Kitaip nei Žemė, kurios pluta suskilusi į keliolika plokščių ir kurios tektoninis aktyvumas daugiausia telkiasi plokščių sandūrose, Mėnulio pluta yra vientisas apvalkalas. Todėl lūžiai jame išsibarstę po visą paviršių, o drebėjimai gali kilti bet kur. Iki šiol nebuvo tiksliai įvertinta, kiek Mėnulis susitraukė per geologiškai nesenus laikotarpius. Dabar tyrėjai pateikė išsamiausią įvertinimą. Remdamiesi Mėnulio apžvalgos zondo kameros vaizdais, kurių per 17 metų sukaupta milijonai, jie sukartografavo daugiau nei 10 tūkstančių geologiškai jaunų plutos susistūmimo lūžių. Kalnynuose jie atrodo kaip apvalaini šlaitai, o tamsiose jūrose – nedideli gūbriai. Sudėjus abiejų tipų lūžių sukeltą plutos susispaudimą, paaiškėjo, kad per pastaruosius 400–800 milijonų metų Mėnulio spindulys sumažėjo maždaug 42–46 metrais. Beveik visą šį susitraukimą lemia kalnynų lūžiai, o jūrų indėlis nežymus. Jei spindulys mažėjo tolygiai, tai proceso greitis neviršijo 11 centimetrų per milijoną metų – nepalyginamai lėčiau nei Žemės plokštės, kurios juda maždaug 1,5 centimetro per metus (panašiu greičiu auga ir mūsų nagai). Toks traukimasis plutoje sukuria apie keturių megapaskalių įtemptį; ši vertė dera su užfiksuotų negilių mėnulio drebėjimų duomenimis. Daugiausia lūžių randama vietose, kur pluta plonesnė, o storiausios plutos sritys atrodo stabiliausios. Dabartiniai Mėnulio šiluminės evoliucijos modeliai prognozuoja kur kas didesnį susitraukimą, tačiau senų, apardytų lūžių kalnynuose nerandama. Tai rodo, kad Mėnulis vėso netolygiai. Palydovo jaunystėje stora, suskilusi ir porėta pluta galėjo izoliuoti vidų ir stabdyti vėsimą, ir tik palyginti neseniai įtemptis išaugo tiek, kad pluta ėmė lūžti visame paviršiuje. Galėjo būti ir taip, kad ilgą laiką traukimąsi atlaikė elastinga litosfera, o lūžiai ėmė rastis tik kai įtampa pasiekė slenkstinę vertę. Kadangi Mėnulio vidus tebevėsta, tikėtina, kad seni lūžiai auga ir nauji formuojasi ir šiandien. Šios žinios svarbios planuojant ilgalaikes bazes Mėnulyje. Tyrimo rezultatai publikuojami The Planetary Science Journal.

***

Visos Saulės magnetizmo modelis. Kosminiai orai – Saulės žybsniai, vainikinės masės išmetimai ir Saulės vėjo pokyčiai – gali paveikti palydovus, ryšį ir elektros tinklus Žemėje. Juos sukelia magnetinio lauko pokyčiai žvaigždės paviršiuje. Mokslininkai lauko kitimą seka paviršinio magnetinio srauto pernašos modeliais, kurie atkuria, kaip magnetinės dėmės atsiranda, plinta ir nyksta. Šių modelių rezultatai naudojami ir vainiko bei Saulės vėjo modeliams. Tačiau iš Žemės matome tik pusę Saulės paviršiaus, o aplink ašį žvaigždės apsisuka maždaug per 27 paras, per kurias magnetinio lauko konfigūracija gali labai pasikeisti. Pavyzdžiui, kartais iš už krašto netikėtai išnyra didelė aktyvi sritis, ir skaičiavimus tenka skubiai taisyti. Nuo aštuntojo dešimtmečio tolimąją Saulės pusę mokslininkai stebi helioseismologijos būdu, matuodami per Saulės vidų sklindančias garso bangas, panašiai kaip geologai tiria Žemės gelmes. Deja, toks metodas kartais parodo aktyvią sritį, kurios, kaip vėliau paaiškėja, iš tikro nėra; tyrėjai jas vadina „vaiduokliais“. Egzistuoja kosminiai zondai, stebintys tolimąją Saulės pusę, jie tą daro ne nuolatos. Naujame tyrime mokslininkai pasitelkė mašininio mokymosi algoritmus, apjungė helioseisminius ir orbitinių zondų duomenis ir šią spragą užpildė. Jie panaudojo 2010–2014 metų helioseisminius tolimosios pusės žemėlapius ir palygino juos su tuo pat metu darytais STEREO zondų vaizdais, kurie tiesiogiai rodė tolimąją Saulės pusę. Remdamiesi magnetinio srauto, lauko stiprio ir padėties duomenimis, jie sudarė statistinį modelį, kuris kiekvienai aptiktai sričiai priskiria tikrumo tikimybę. Pasirinkus tikimybės slenkstį, kuris pašalina 90% „vaiduoklių“, modelis teisingai aptinka 93% tikrų aktyvių regionų vien iš seismologinių duomenų. Atrinktas sritis įtraukus į srauto pernašos modelį, jų raida po kelių Saulės apsisukimų atitiko vėliau matomoje pusėje stebėtą vaizdą. Senesni modeliai, besiremiantys tik matomos pusės vaizdu, nepakankamai įvertina bendrą Saulės magnetinį srautą: trūkumas siekia 10–20% viso jos magnetinio biudžeto. Naujieji rezultatai yra žingsnis tikroviško visos Saulės magnetinio lauko modeliavimo link. Tai suteiks patikimesnes kosminių orų bei Saulės ciklų prognozes. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal Supplement Series.

***

Mirštanti Saulė gali destabilizuoti planetų orbitas. Saulės sistemos planetų orbitos stabilios daugiau nei keturis milijardus metų. Ar ilgai tęsis tokia stabili būklė? Vidinėms planetoms atsakymas jau žinomas, bent jau statistiškai: yra maždaug 1% tikimybė, kad Merkurijaus orbita taps nestabili per mažiau nei penkis milijardus metų, kol Saulė dar nepalikusi pagrindinės sekos. Išorinės Saulės sistemos ateitis atrodė kur kas saugesnė: jos tikėtina gyvavimo trukmė vertinama maždaug 10¹⁸ – kvintilijonu – metų, jei neatsižvelgiame į pašalinius veiksnius; net įskaičius Saulės masės netekimą ir pro šalį praskrendančias žvaigždes, milžinių planetų orbitos turėjo išlikti apie 100 milijardų metų. Tačiau visi šie skaičiavimai remiasi prielaida, kad mirštanti Saulė masės netenka tolygiai. Naujame tyrime mokslininkai parodė, kad taip greičiausiai nėra, ir tai sistemą daro daug mažiau stabilią. Tyrimas paremtas neseniai išmatuota baltųjų nykštukių „atatranka“ – greičiais, kuriuos jos įgyja dėl to, kad išorinius sluoksnius nusimeta nesimetriškai. Paprasčiausias asimetrijos paaiškinimas yra tas, kad apvalkalas atsiskiria atskirais gabalais, kurie išmetami skirtingomis kryptimis, ir kiekvienas jų stumteli žvaigždę. Tyrėjai sujungė detalų Saulės evoliucijos modelį su skaičiavimais, kurie seka Jupiterio, Saturno, Urano ir Neptūno orbitas, ir išnagrinėjo 672 scenarijus su skirtingo dydžio masės pliūpsniais. Kaip ir galima tikėtis, kiekvienas stumtelėjimas paveikia ir planetų orbitas. Jų pagrindinių parametrų vertės ima atsitiktinai klaidžioti, o klaidžiojimo mastą lemia išmetamų žvaigždės gabalų dydis. Modeliuose, kur stumtelėjimai prilygsta stebėjimais įvertintai atatrankai, didžiųjų planetų orbitos gali imti kirstis jau raudonosios milžinės stadijoje. Maždaug 40% atvejų sistema suardoma arba planetos smarkiai išblaškomos dar prieš susiformuojant baltajai nykštukei. Per 3 milijardus metų po to suyra apie 90% sistemų. Kai kuriais atvejais planetos išmetamos iš sistemos, kitais – Uranas ir Neptūnas susikeičia orbitomis. Taip išorinės Saulės sistemos tikėtina gyvavimo trukmė sutrumpėja nuo 10¹⁸ iki maždaug milijardo metų po baltosios nykštukės susiformavimo. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal Letters.

***

Druskos kristaluose užrakintas Encelado vanduo. Po kelių kilometrų storio Saturno palydovo Encelado ledo pluta tyvuliuoja vandenynas. Netoli pietų ašigalio trykštantys geizeriai išmeta vandens garus ir ledo daleles iš palydovo gelmių, taip suteikdami galimybę tirti vandenyną negręžiant ledo. Encelade yra visi trys pagrindiniai gyvybei reikalingi ingredientai: skystas vanduo, energijos šaltinis ir šeši būtini cheminiai elementai, todėl jis yra vienas prioritetinių būsimų NASA ir ESA misijų taikinių. Tačiau lieka neaišku, kokiose paviršiaus medžiagose geriausiai išlieka informacija apie vandenyną, nes tokių tirpalų elgsena šąlant mažai ištirta. Dabar tyrėjai, atlikę eksperimentus laboratorijoje, nurodė galimą taikinį – natroną, hidratuotą natrio karbonato mineralą, kuris, manoma, tikrai turėtų susidaryti Encelade. Mokslininkai šaldė natrio chlorido ir natrio karbonato tirpalą ir stebėjo jo užšalimą, naudodami rentgeno spektroskopiją. Trimačiai vaizdai leido matyti augančius kristalus ir jų vidų, o rentgeno spindulių sklaida parodė, kokie mineralai susidaro. Paaiškėjo, kad augdamas natronas apgaubia aplinkinio skysčio kišenėles, o kiekviena tokia kišenėlė išsaugo mažą vandens mėginį iš to momento, kai užsivėrė. Iš beveik 3800 dalelių skysčio intarpų turėjo tik apie 3 procentus, tačiau tarp jų buvo visi 29 dideli kristalai. Žemėje senuose druskos kloduose tokiose kišenėlėse buvo aptikta galimai išlikusių mikrobų ląstelių, tad tyrėjai mano, kad natronas galėtų išsaugoti ir gyvybės pėdsakus, o mineralas juos apsaugotų nuo žalingos ir ląsteles ardančios spinduliuotės. Visgi kol kas dar nepatikrinta, ar natronas tikrai gali pagauti biologinę medžiagą. Be to, eksperimentuose naudotas tirpalas buvo maždaug penkis kartus labiau koncentruotas, nei rodo Cassini zondo surinktų dalelių analizė. To reikėjo, kad kristalai užaugtų pakankamai dideli tyrimams. Natūraliame, praskiestame Encelado vandenyje greičiausiai pirmiausia susidarytų ledas, o natronas vėliau pagautų jau druskingesnį likusį skystį. Tačiau ir toks mėginys būtų vertingas, nes atskleistų, kaip užšalimas pakeitė pradinį vandenį. Natrono Encelado paviršiuje kol kas neaptikta, todėl tyrėjai rekomenduoja, kad būsimi zondai turėtų jautrius artimosios infraraudonosios srities prietaisus jam atpažinti. Mėginius verta imti iš šviežių nuosėdų prie geizerių angų, kur stambesni, lėčiau vėstantys lašai suteikia kristalams laiko užaugti, o šilumos poveikis dar nespėjo jų sugadinti. Tyrimo rezultatai publikuojami Communications Earth & Environment.

***

Karštojo Jupiterio atmosferos struktūra. Planetos yra trimačiai objektai, kurių atmosferas formuoja temperatūrų skirtumai ir galingi vėjai. Ypač ryškūs skirtumai turėtų matytis tarp dieninės ir naktinės bei rytinės ir vakarinės pusių karštuosiuose jupiteriuose. Šios dujų milžinės sukasi taip arti savo žvaigždžių, kad yra potvyniškai prirakintos: viena jų pusė visada apšviesta, kita skendi tamsoje. Kai stebime planetos tranzitą, galime išmatuoti atmosferos spektrą, bet dažniausiai tik viso pakraščio vidurkį, apimantį ir rytinę, ir vakarinę puses. James Webb teleskopu jau pavyko išmatuoti skirtumus tarp rytinės ir vakarinės pusių, matuojant antrinį tranzitą, kai planeta pasislepia už žvaigždės. Dabar astronomai pirmą kartą sudarė viso atmosferos krašto žemėlapį. Jie pritaikė naują „pralaidumo stygų“ metodą karštajam Jupiteriui WASP-17b, esančiam maždaug už 400 parsekų. Skirtingai nei ankstesni metodai, šis leidžia nustatyti atmosferos aukštį ir sudėtį skirtingomis kryptimis aplink planetos disko kraštą 0,6–12 mikrometrų ruože. Tai leidžia pamatyti skirtumus ne tik tarp rytų ir vakarų, bet ir tarp pusiaujo bei ašigalių. Planetos atmosfera pasirodė esanti tikrai nesimetriška. Vakarinėje pusėje, kur pusiaujo vėjai neša įkaitusias dujas iš dieninės pusės į naktinę, atmosfera išsipūtusi. Rytinėje pusėje, kur dujos grįžta atvėsusios po kelionės per naktinę pusę, ji žemesnė. Temperatūra vakarinėje pusėje siekia apie 1250 laipsnių karščio, rytinėje apie 600, taigi skirtumas yra maždaug 650 laipsnių. WASP-17b yra viena išsamiausiai ištirtų egzoplanetų, o naujieji rezultatai dera su ankstesniais naktinės pusės spinduliuotės ir dieninės pusės užtemimų matavimais. Įdomu, kad vandens garų ir anglies dioksido kiekiai pasirodė pastovūs visame atmosferos krašte. Tai svarbus apribojimas atmosferos cirkuliacijos modeliams, kuriais stengiamasi įvertinti, kaip oro masės juda ir keičiasi virš viso planetos rutuluo. Metodas atveria kelią išsamesniems kitų egzoplanetų atmosferų žemėlapiams, iš kurių būtų galima spręsti ne tik apie dienos ir nakties skirtumus, bet ir apie orų pobūdį skirtingose platumose. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Astronomy.

***

Dvi planetinių sistemų šeimos. Šiuo metu žinoma jau daugiau nei tūkstantis daugiaplanečių sistemų, ir jos stebėtinai įvairios. Planetų masės skiriasi daugiau nei dešimt tūkstančių kartų, o orbitų dydžiai – net šimtą tūkstančių. Paaiškinti, iš kur kyla tokia įvairovė, yra vienas pagrindinių planetų formavimosi teorijos iššūkių. Lieka neaišku, ar sistemų bruožus lemia jų gimimas, ar vėlesnė raida. Užduotį apsunkina ir stebėjimų ribotumas: pavyzdžiui, dabartiniais metodais aptikti į Saulės sistemą panašią konfigūraciją beveik neįmanoma. Dabar mokslininkai parodė, kad žinomas daugiaplanetes sistemas galima suskirstyti į dvi aiškias šeimas. Tyrėjai apibrėžė specifinius rodiklius, kuriais galima vienodai palyginti labai skirtingos sandaros sistemas, ir jais išanalizavo keturias nepriklausomai atrinktas imtis, iš viso apie 300 geriausiai ištirtų sistemų. Vienas svarbiausių rodiklių yra dinaminė temperatūra: ji parodo, kiek sistema nutolusi nuo ramiausios būsenos, kai visos orbitos apskritos, o jų plokštumos sutampa. Analizė parodė dvi aiškias sistemų grupes, kurias paprasčiausia apibūdinta pagal masę. Mažesnės masės šeimą dažniausiai sudaro tankiai susigrūdusios panašaus dydžio planetos, primenančios „žirnius ankštyje“. Jos sukasi apie Saulės ar mažesnės masės ir metalingumo žvaigždes, dažniausiai daug arčiau nei Merkurijus apie Saulę. Šių sistemų dinaminė temperatūra panaši į Saulės sistemos. Masyviųjų šeimos sistemos dažnai būna nuo dviejų iki dešimties kartų masyvesnės už Saulės sistemą. Jos susiformuoja apie sunkesnes ir sunkiųjų elementų turtingesnes žvaigždes, o jų dinaminė temperatūra yra dešimteriopai didesnė. Tokia orbitų būklė byloja apie audringą praeitį su globaliais nestabilumais, gigantiškais susidūrimais ir planetų išmetimu iš sistemos. Skaitmeniniai modeliai parodė, kad masyviųjų sistemų savybes geriausiai atkuria scenarijai, kuriuose jos nestabilios nuo pat gimimo. Masyvesnis protoplanetinis diskas lemia masyvesnių planetų formavimąsi, o šios neleidžia orbitoms stabilizuotis. Taigi planetinių sistemų sandarą lemia formavimosi procesų ir žvaigždės savybių derinys, o jo pėdsakai išlieka ir po vėlesnės, net ir milijardus metų trunkančios, dinaminės evoliucijos. Šios žinios padės planuojant į Saulės sistemą panašių sistemų ir galimai gyvybei tinkamų planetų paieškas. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Astronomy.

***

Šešėliai keičia chemiją žvaigždžių lopšiuose. Žvaigždės gimsta didžiuliuose šaltų dujų ir dulkių debesyse. Intensyvi jaunų masyvių žvaigždžių ultravioletinė spinduliuotė kaitina dujas, skaido molekules ir sukelia ištisą cheminių reakcijų grandinę debesų paviršiaus sluoksniuose. Šios pakraščių zonos vadinamos fotodisociacijos regionais; jų spinduliuotė yra vienas svarbiausių indikatorių, iš kurių sprendžiama apie žvaigždėdarą tiek Paukščių Take, tiek tolimose ankstyvosios Visatos galaktikose. Pavyzdinė tokia sritis yra Oriono ūke esanti Oriono skersė, nutolusi maždaug 400 parsekų. Jį matome beveik iš šono, todėl skirtingi cheminiai sluoksniai, kuriuose atominis vandenilis virsta molekuliniu, matyti ypač aiškiai. Tačiau stebėjimai ALMA submilimetriniu ir James Webb infraraudonuoju teleskopais parodė, kad vandenilio molekulių skilimo zona sutampa su riba, kurioje jonizuota anglis virsta neutralia, o pats vandenilio švytėjimas sudaro sudėtingus lankus ir gijas. Modeliai, kuriuose sritis vaizduojama kaip vienmačių sluoksnių seka, šio vaizdo atkurti nesugebėjo. Naujame tyrime mokslininkai pristato pirmąjį visiškai trimatį didelės skyros fotodisociacijos regiono modelį. Patobulintu kodu 3D-PDR jie apskaičiavo, kaip spinduliuotė sklinda per gumuliuotą, netaisyklingą debesį. Tam teko sukurti naują, itin efektyvų spindulių sekimo algoritmą, nes tokie skaičiavimai įprastai reikalauja labai didelių skaitmeninių išteklių. Modelyje detaliai sekama, kaip elgiasi molekulinis vandenilis, gausiausia Visatos molekulė, veikiamas intensyvios spinduliuotės. Paaiškėjo, kad vandenilio skilimo riba yra sudėtingai išraizgytas paviršius, kuris iš tiesų sutampa su anglies rekombinacijos riba. Modelis atkūrė ir stebimus lankus bei gijas. Visa tai lemia trimatė dujų struktūra: tankūs gumulai užstoja dalį spinduliuotės ir meta šešėlius, o užuovėjoje cheminės reakcijos vyksta kitaip. Šie skirtumai palieka aiškų pėdsaką infraraudonųjų ir radijo bangų spinduliuotėje, kurią matome teleskopais. Modelis leidžia sukurti tikroviškus vaizdus, kaip tokia sritis turėtų atrodyti stebint Webb teleskopu, ir tiesiogiai palyginti juos su stebėjimais. Autorių teigimu, šis tyrimas yra lūžis astrochemijoje, nes trimačiai modeliai gali atskleisti iš esmės naujų žinių apie tarpžvaigždinės terpės chemiją ir sandarą. Tyrimo rezultatai publikuojami Astronomy & Astrophysics.

***

Artimiausiais metais danguje sužibs nauja žvaigždė. Na, ne visai nauja – tiesiog viena žvaigždė, Šiaurės Vainiko T, paryškės tiek, kad taps matoma plika akimi. Apie tai, kaip tokį įvykį galime prognozuoti, kanale Sixty Symbols pasakoja astrofizikė Dr. Meghan Grey:

***

Baltosios nykštukės – ne visada baltos. Daugumos žvaigždžių spalva atspindi jų temperatūrą. Vėsesnės atrodo oranžinės, panašios į Saulę – baltos, o karščiausios – blyškiai mėlynos, panašiai kaip kaitinama geležis paraudonuoja, o paskui įkaista baltai. Taip yra todėl, kad žvaigždės spinduliuoja beveik kaip absoliučiai juodi kūnai, o jų atmosferose esantys elementai sugeria tik nedidelę dalį spindulių ir nepakeičia bendros spalvos. Buvo manoma, kad tą pačią taisyklę atitinka ir baltosios nykštukės – į Saulę panašių žvaigždžių liekanos. Tačiau jų atmosferos gali būti labai tankios, ir niekas nebuvo nuodugniai patikrinęs, kiek tai gali turėti įtakos išvaizdai. Dabar astronomai parodė, kad kai kurios baltosios nykštukės iš arti atrodytų žalios, rožinės, žydros, geltonos ar violetinės. Vėsiausių baltųjų nykštukių atmosferų tankis siekia apie gramą kubiniame centimetre, maždaug kaip vandens, ir yra milijonus kartų aukštesnis nei Saulės fotosferos. Tokiomis sąlygomis anglies, kalcio ar natrio priemaišos sąveikauja su tankia helio plazma, o jų sugerties juostos reikšmingai išplatėja. Tada spektras gerokai nutolsta nuo būdingo idealizuotam juodam kūnui. Nė viena baltoji nykštukė nėra pakankamai arti, kad galėtume įžiūrėti plika akimi, taigi jų spalvas tyrėjai apskaičiavo iš žinomų spektrų, pritaikę žmogaus spalvų regėjimo modelį. Kaip ir tikėtasi, spalvos priklauso nuo atmosferos sudėties. Anglimi turtingos nykštukės atrodo rožinės arba violetinės, o tos, kurios sugėrė suardytų asteroidų ir kometų nuolaužas, linksta į geltoną. Vėsios nykštukės su mišria vandenilio ir helio atmosfera įgyja žydrą atspalvį. Įdomiausias pavyzdys yra apie 4000 laipsnių temperatūros nykštukė WD J1330+6435, kurios atmosferą praturtino iš jos planetinės sistemos sugerta uolinė medžiaga. Natris joje sugeria oranžinę spektro dalį, todėl žvaigždė atrodytų žalsva. Tyrėjų žiniomis, tai pirmoji žinoma žalia žvaigždė. Kitas kraštutinumas yra už 15 parsekų esanti WD J1011+2845. Konvekcija iškėlė anglį iš jos branduolio į paviršių, o susidariusios anglies molekulės sugeria beveik visą geltonų ir trumpesnių bangų šviesą, tad ji švyti giliu rožiniu atspalviu, primenančiu lašišos mėsą. Tai gali būti pati raudoniausia kada nors užfiksuota žvaigždė. Visgi tokios spalvos yra išimtis. Iš 151 baltosios nykštukės, esančios 20 parsekų spinduliu nuo Žemės, neįprastai spalvotos buvo tik penkios, taigi maždaug viena iš trisdešimties. Visos imties spalvinės temperatūros mediana siekia apie 6800 kelvinų, o tai mes suvokiame kaip baltą spalvą. Tai paneigia paplitusią nuomonę, kad baltosios nykštukės dažniausiai melsvos. Toks įspūdis susidarė todėl, kad karštesnės, mėlynesnės nykštukės yra ryškesnės ir matomos iš toliau, todėl apžvalgose jų pasitaiko neproporcingai daug. Tyrimo rezultatai publikuojami RAS Techniques and Instruments.

***

Galaktikos paslėptas spiečius. Galaktikų spiečiai yra didžiausi gravitaciškai surišti Visatos dariniai. Juose telkiasi bent šimtai galaktikų, kurias supa milžiniški iki dešimčių milijonų laipsnių įkaitusių dujų rezervuarai. Spiečių centruose esančios supermasyvios juodosios skylės kartais išmeta įelektrintų dalelių čiurkšles, valdomas magnetinio lauko; jos kurį laiką ryškiai spinduliuoja radijo bangomis, o netekusios energijos užgęsta. Jei tokį užgesusį debesį vėliau suspaudžia ar sujudina spiečiaus dujų judėjimas, jis gali vėl suspindėti. Toks atgimęs šaltinis vaizdingai vadinamas radijo feniksu. Europinio radijo teleskopų tinklo LOFAR apžvalgoje astronomai pastebėjo ryškų, daug gijų turintį radijo šaltinį, forma primenantį smuiko raktą. Anksčiau jis buvo laikytas pulsaru, vėliau spėta, kad jis priklauso galaktikų spiečiui už Paukščių Tako disko. Tačiau išsiaiškinti jo prigimtį buvo sunku, nes šaltinis yra beveik tiesiai už Galaktikos plokštumos, vadinamojoje vengimo zonoje, kur mūsų Galaktikos žvaigždės, dujos ir dulkės užstoja vaizdą. Dabar mokslininkai pirmą kartą detaliai išnagrinėjo šį smuiko raktą ir nustatė, kas jį sukūrė. Rentgeno teleskopai Chandra ir eROSITA, kuriems Galaktikos medžiaga ne tokia didelė kliūtis, toje vietoje aptiko karštų dujų sankaupą ir pirmą kartą leido įvertinti spiečiaus nuotolį, masę, temperatūrą ir rentgeno šviesį. Iš karštų dujų spinduliuotės atėmę simetrišką ovalią komponentę, tyrėjai pamatė, kad likusi spinduliuotė ryškiausia priešingose darinio pusėse. Tai rodo, kad čia matomi du masyvūs susiliejantys spiečiai, kurie susidūrė prieš kelis šimtus milijonų metų ir dabar tolsta vienas nuo kito. Radijo ruože šaltinio spektras itin status – didėjant dažniui, spinduliuotės intensyvumas sparčiai krenta. Tai būdinga senoms, energiją praradusioms dalelių populiacijoms. Šie rezultatai rodo, kad smuiko raktas yra radijo feniksas, ir leidžia aprašyti jo raidos scenarijų. Pirmiausia juodosios skylės pliūpsnis išsviedė dalelių čiurkšlę, kuri laikui bėgant užgeso, o paskui spiečių susidūrimas ir jo sukeltos smūginės bangos bei dujų srautai čiurkšlės medžiagą suspaudė ir vėl įžiebė. Tas pats dujų judėjimas greičiausiai lemia ir sudėtingą šaltinio formą, ir galimą silpną radijo spinduliuotės halą spiečiaus centre. Dėl ryškumo žemuose dažniuose ir daugelio gijų struktūros šis objektas yra puikus taikinys būsimiems itin žemų dažnių stebėjimams patobulintu LOFAR2.0 tinklu. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Sąveikaujančios tamsiosios materijos tikrinimas susiliejančiais spiečiais. Tamsioji materija sudaro didžiąją dalį Visatos masės, tačiau su įprasta medžiaga ji beveik nesąveikauja, išskyrus gravitaciškai. Vienas atvirų klausimų yra tai, ar jos dalelės gali susidurti tarpusavyje. Standartiniame kosmologiniame modelyje laikoma, kad negali, tačiau tarpusavio sąveikų galimybė svarstoma jau seniai. Vienas geriausių būdų ją patikrinti yra susiduriantys galaktikų spiečiai: jei tamsiosios materijos dalelės susidurtų, abiejų spiečių tamsiosios materijos debesys susidūrimo metu elgtųsi kitaip nei visiškai „nematantys“ vienas kito. Ypač įdomus šiuo atžvilgiu yra spiečius El Gordo („Storulis“), kurio šviesa iki mūsų keliauja apie septynis milijardus metų – pusę Visatos amžiaus. Tai besijungiančių spiečių pora, kurių bendra masė viršija du kvadrilijonus Saulės masių. Toks masyvus darinys tokioje ankstyvoje epochoje yra neįprastas; kai kurie astronomai jį net laiko iššūkiu standartiniam modeliui. Naujame tyrime parodyta, kad El Gordo savybes galima paaiškinti tarpusavyje sąveikaujančia tamsiąja materija, jei ši turi dvi galimas būsenas. Šiame teoriniame modelyje tamsiosios materijos dalelė turi pagrindinę ir sužadintą būseną. Dauguma dalelių tarpusavio susidūrimų yra tamprūs, kaip įprastų dujų molekulių, kurios atšoka viena nuo kitos beveik neprarasdamos energijos. Tačiau jei susidūrimas įvyksta pakankamai dideliu greičiu, dalelė gali būti sužadinta, ir tada dalis judėjimo energijos sunaudojama tam sužadinimui. Suskaičiavus didelį skaitmeninių hidrodinaminių modelių rinkinį, tyrėjams pavyko atkurti El Gordo dalių susidūrimo eigą, kuri atitiktų gravitacinio lęšiavimo matavimų, rodančių tamsiosios materijos pasiskirstymą, duomenis. Geriausiame modelyje tampriųjų susidūrimų skerspjūvis turėtų būti apie 4–6 kvadratinius centimetrus gramui, netampriųjų apie 2–4, o sužadinimo slenkstis atitiktų maždaug 1200–1600 kilometrų per sekundę susidūrimo greitį. Palyginimui, fotonų ir elektronų sąveikos skerspjūvio plotas yra apie 0,4 kvadratinio centimetro gramui, o tarpžvaigždinės dulkės šviesą užstoja kelis šimtus kartų didesniu skerspjūvio plotu. Tiesa, autoriai pabrėžia, kad išvados labai priklauso nuo dabartinių matavimų neapibrėžčių. Jei tikslesni lęšiavimo matavimai parodytų, kad pagrindinio spiečiaus masė mažesnė, o atstumas tarp tamsiosios materijos telkinių didesnis, dviejų lygmenų tamsiosios materijos scenarijus su stebėjimais nebederėtų. Taigi gautasis rezultatas yra galimas, bet dar ne galutinis paaiškinimas, o lemiamą žodį gali tarti būsimi kitų masyvių, sparčiai susiduriančių spiečių lęšiavimo tyrimai. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal.

***

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

Laiqualasse