Kad žvaigždės būna skirtingos, astronomai žino apie pusantro šimtmečio, nuo tada, kai pirmą kartą prie teleskopų prijungė spektrografus. Skirtumų prigimtis – cheminių elementų ir jų jonizacijos būsenų variacijos – žinoma apie šimtą metų. Bet klausimai dar toli gražu nesibaigia. Štai žvaigždės-milžinės prieš gyvenimo pabaigą ima dar labiau, nei įprastai, banguoti ir kunkuliuoti, o nauji Betelgeizės stebėjimai padeda suprasti, kaip tai vyksta. Kitos žvaigždės kaip tik būna netikėtai mažos, nes jų paviršinius sluoksnius nutempia kompanionių gravitacija; jų paiešką mokslininkai automatizuoja mašininio mokymo algoritmais. Net ir mirusios – neutroninės – žvaigždės pažeria įdomybių, kaip pavyzdžiui pulsaras, po keliolikos metų tylos ėmęs „striginėti“. Žvelgiant platesniu mastu, klausimų kelia žvaigždėdaros spartos priklausomybė nuo galaktinės aplinkos ir nuo Visatos amžiaus – apie tai irgi turime naujienų. Dar naujienų yra apie Merkurijaus plutą, hipotetinio Veneros palydovo likimą, garuojančias šlapias egzokometas ir mažų raudonųjų taškelių poras. Gero skaitymo!
***
Astronomija – duomenų mokslas. Taip buvo ir senais laikais, o dabar – ypač, kai modernūs teleskopai kasnakt gali surinkti daugybę terabaitų duomenų. Mikulski kosminių stebėjimų archyvas kataloguoja visus stebėjimus, o Sixty Symbols kanale profesorė Meghan Gray pasakoja apie archyvo paslaptis bei gausiausiai stebėtą dangaus regioną:
***
Jonų rūšiavimas Saulės vėjo skraistėje. Heliosferinė srovės skraistė (HCS) yra milžiniškas paviršius, besidriekiantis nuo Saulės iki pat sistemos pakraščių ir skiriantis šiaurinį bei pietinį Saulės magnetinio lauko pusrutulius. Vienoje jo pusėje magnetinis laukas nukreiptas nuo Saulės, kitoje – jos link. Saulei sukantis, skraistė banguoja panašiai, kaip balerinos sijonas. HCS yra tiesioginė jungtis tarp Saulės paviršiaus ir Saulės vėjo – sekant ją kertančias magnetinio lauko linijas, galima susieti vietinį Saulės paviršiaus aktyvumą su konkrečiais Saulės vėjo gūsiais. Tačiau nustatyti skraistės padėtį ir formą konkrečiu metu yra labai sudėtinga, nes per atstumą išmatuoti magnetinio lauko linijų konfigūracijos nemokame. Naujame tyrime mokslininką pateikė alternatyvų būdą nustatyti HCS padėtį – įvairių jonų gausos pokyčius . Tam jie panaudojo Solar Orbiter zondo duomenis. Jis kirto HCS raukšlę maždaug 42 milijonų kilometrų atstumu nuo Saulės – arčiau nei skrieja Merkurijus. Tai leido ištirti jauniausią kada nors stebėtą Saulės vėją. Zondo instrumentai matavo ne tik magnetinį lauką, bet ir jį sudarančių dalelių savybes, todėl tyrėjai galėjo sekti, kaip jonų populiacijos elgiasi šiame paslaptingame regione. Esminis atradimas – aiškus jonų sudėties pokytis, tiksliai sutampantis su magnetinio lauko poliariškumo apsivertimo riba. Nors bendra plazmos sandara abiejose HCS pusėse panaši, ties riba geležies ir deguonies jonų santykis palaipsniui mažėja, pasiekia minimumą pačioje riboje ir po kelių valandų atsistato. Tai rodo, kad HCS nėra vien magnetinis darinys – jis susijęs ir su tuo, kaip skirtingi jonai išrūšiuojami Saulės vainike. Tyrėjai pabrėžia, kad šie duomenys neatskleidžia, kaip skraistė susidaro, tačiau suteikia puikų būdą patikrinti bet kurį teorinį jos formavimosi modelį. Tai svarbu siekiant tiksliau modeliuoti, kaip Saulės vėjas veikia kosminį orą, galintį sutrikdyti palydovus ir technologijas Žemėje. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal.
***
Merkurijaus grafitinės plutos kilmė. Uolinės planetos – Merkurijus, Venera, Žemė ir Marsas – susiformavo prieš daugiau nei keturis milijardus metų ir keičiasi iki šiol. Jų ankstyvąją istoriją ir pagrindinę struktūrą lėmė viena kritinė fazė: magmos okeanas. Netrukus po susidarymo planetos buvo tokios karštos, kad jų paviršiaus uolienos išsilydė. Tokio okeano kristalizacija lemia elementų pasiskirstymą tarp metalinio branduolio, mantijos ir plutos. Merkurijus šiuo atžvilgiu ypač mįslingas, nes iš jo neturime nė vieno mėginio ir nežinome nė vieno su juo susieto meteorito – žinios remiasi tik teleskopiniais stebėjimais ir zondų duomenimis. Dar vienas būdas nagrinėti Merkurijaus bei kitų planetų raidą yra eksperimentinė petrologija – planetos sąlygų atkūrimas laboratorijoje ir analizė, kokie mineralai formuojasi. Dabar mokslininkai šį metodą pritaikė nagrinėti Merkurijaus branduolio ir plutos formavimąsi. Tyrėjai atliko daugybę aukšto slėgio ir aukštos, 1250-2170 laipsnių, temperatūros eksperimentų ir sekė, kaip anglis pasiskirsto tarp metalinio branduolio ir silikatinės mantijos magmos. Paaiškėjo, kad anglies elgesį lemia deguonies kiekis aplinkoje. Santykinai oksiduojančiomis sąlygomis anglis „mėgsta“ metalą ir keliauja į branduolį; taip nutiko Žemėje. Tačiau Merkurijui būdingos itin redukuojančios sąlygos, o tokiu atveju anglis lieka silikatinėje magmoje, kur galiausiai kristalizuojasi kaip grafitas. Grafitas lengvesnis už magmą, tad plūduriuoja paviršiuje ir kaupiasi, sudarydamas pirminę plutą. Eksperimentais paremti skaičiavimai rodo, kad Merkurijaus grafito plutos storis turėtų siekti maždaug 40–120 metrų. Panašų anglimi turtingą sluoksnį Merkurijuje astronomai aptiko ir stebėjimais. Po magmos okeano išnykimo šią pirminę plutą suardė ir perskirstė meteoritų smūgiai bei vulkanizmas. Antra svarbi išvada susijusi su branduoliu: jis neįtikėtinai didelis, sudarantis apie 70 procentų planetos masės, ir turi turėti lengvųjų elementų priemaišų. Anglis buvo vienas kandidatų, tačiau tomis pačiomis sąlygomis, kurios leidžia susidaryti grafito plutai, branduolyje anglies lieka per mažai. Vadinasi, branduolio lengvieji elementai greičiausiai yra silicis ir siera. Šie elementai turi dar vieną savybę – jie žymiai sumažina geležies lydymosi temperatūrą, o tai galėtų paaiškinti, kodėl Merkurijaus branduolys 4,5 milijardo metų išliko bent iš dalies skystas, o tai būtina jo magnetiniam laukui palaikyti. Šiuos rezultatus netrukus galės patikslinti ESA ir JAXA misija BepiColombo, šiuo metu pradedanti manevruoti, kad įeitų į Merkurijaus orbitą. Tyrimų rezultatai publikuojami Nature Communications, Earth and Planetary Science Letters ir Advances in Geochemistry and Cosmochemistry.
***
Kodėl Venera neturi mėnulio? Venera dažnai vadinama „Žemės dvyne“ dėl panašaus dydžio ir tankio. Tiesa, maždaug čia panašumai ir baigiasi: Venera sukasi priešinga kryptimi ir labai lėtai, jos paviršiaus temperatūra viršija 400 laipsnių, ir ji neturi nė vieno palydovo. Klausimas, kodėl uolinė planeta, dydžiu panaši į Žemę, neturi mėnulio, mokslininkams jau dešimtmečius neduoda ramybės. Ar palydovas niekas nesusiformavo, ar kadaise egzistavo, bet laikui bėgant pranyko? Naujame tyrime ieškoma galimo atsakymo, modeliuojant tikėtiną palydovo likimą. Mokslininkų komanda panaudojo skaitmeninį modelį su daugybe parametrų, aprėpiančių tiek jaunos Veneros, tiek hipotetinio jos mėnulio savybes. Jie paleido modelį skaičiuoti 4,5 milijardo metų sistemos raidos. Keisdami esminius kintamuosius jie stebėjo, kuriais atvejais mėnulis išgyvena, o kuriais žūva. Paaiškėjo, kad mėnulio likimą labiausiai lemia jo masė ir tai, kaip greitai sukosi Venera. Esmė – varžybos tarp dviejų priešingų procesų: potvyninės jėgos gali stumti mėnulį tolyn nuo planetos, bet taip pat gali pakeisti jo orbitą taip, kad ji apsisuktų ir imtų spirališkai leistis planetos link. Esant tam tikroms sąlygoms – pavyzdžiui, apskritai orbitai aplink sparčiai besisukančią Venerą – mūsų Mėnulio masės palydovas galėtų išgyventi visą Saulės sistemos amžių. Tačiau daugeliu kitų scenarijų palydovas pirmiausia tolo, o paskui, pasikeitus Veneros sukimuisi, spirale grįždavo atgal, kol būdavo suardomas potvyninių jėgų. Suardymas įvykdavo praėjus nuo 30 milijonų iki 1,7 milijardo metų po mėnulio susidarymo. Tyrėjai linksta prie išvados, kad būtent taip Venera greičiausiai ir prarado savo mėnulį, jei tokį apskritai kada turėjo. Svarbiausia, kad tam nereikėjo jokio katastrofiško susidūrimo su kitu dangaus kūnu – mėnulis galėjo būti pasmerktas nuo pat pradžių, vien dėl pradinių sąlygų. Tai galėtų paaiškinti, kodėl Žemė ir jos sesuo pasuko tokiais skirtingais keliais: mėnulio pranykimas Veneros jaunystėje galėjo būti vienas lemiamų šio išsišakojimo taškų. Tyrimo rezultatai arXiv.
***
Šią Plutono nuotrauką, su plačia lygia balzgana Sputniko lyguma ties viduriu, siluetu kiek primenančią šuniuką Snupį, matę esame daugelis. O ar atsimenate, kada ji buvo paskelbta? Pasirodo, jau prieš beveik 11 metų – 2015-ųjų rugsėjį. Duomenis surinko New Horizons, skriedamas pro Plutoną tų pačių metų liepą. Netikrų spalvų paveiksle išryškinti skirtingi Plutono paviršių dengiantys mineralai, padedantys mokslininkams susigaudyti šios netikėtai įvairialypės nykštukės planetos įdomybėse.
***
Garuojančios šlapios egzokometos. Žemė formavosi sausoje protoplanetinio disko dalyje, tad vandens gavo iš kažkur kitur, bet kol kas nėra vienareikšmio atsakymo, iš kur. Vieni pagrindinių įtariamųjų – vandeningos kometos ir asteroidai, kurių smūgiai galėjo praturtinti jauną Žemę vandeniu iš šaltų išorinių Saulės sistemos sričių. Tačiau tiesiogiai stebėti šio proceso negalime, nes jis vyko ir pasibaigė prieš milijardus metų. Geriausia alternatyva būtų pamatyti jį vykstant dar besiformuojančioje planetinėje sistemoje. Dabar astronomai rado tokio proceso požymių aplink į Saulę panašią jauną žvaigždę PDS 70. PDS 70 sistemą nuo mūsų skiria vos apie 110 parsekų, o jos amžius vos viršija 5 milijonus metų. Tai jauniausia sistema, kurioje aptikti egzokometų požymiai. Aplink šią žvaigždę skrieja bent dvi dujinės milžinės, o dar 2023 metais netoli žvaigždės buvo aptikta vandens garų. Jų kilmės tuo metu paaiškinti nepavyko. Tyrėjai analizavo archyvinius stebėjimus ir aptiko natrio dujų spinduliuotę. Švytinčios dujos juda kelių kilometrų per sekundę greičiu žvaigždės atžvilgiu, o jų signalai pasirodo ir išnyksta per kelias naktis, uždengdami tik dalį žvaigždės disko. Tokias savybes puikiai paaiškina aplink žvaigždę pailgomis orbitomis skriejančių ir sublimuojančių kometų modelis. Sublimacija vadinamas tiesioginis ledo garavimas, netampant skysčiu; būtent taip nutinka kometoms, priartėjus prie žvaigždės. Pailgos orbitos reiškia, kad kometos gali atskristi iš sistemos pakraščių, kur vanduo egzistuoja kietame pavidale, ir atnešti vandens bei kitų lakių medžiagų į zoną, kur formuojasi planetos. Kol kas šie reiškiniai yra daugiau numanomi, nei tiesiogiai įrodyti, tačiau netrukus Čilėje pradės veikti Ypatingai didelis teleskopai, kuris leis nustatyti, ar PDS 70 turi daugiau planetų ir sekti vandens bei kitų elementų pasiskirstymą ir judėjimą. Tai padės suprasti, kaip lakiosios medžiagos juda jaunose planetinėse sistemose, įskaitant jaunos Saulės aplinką. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Communications.
***
Betelgeizės atmosfera darosi dėmėta ir asimetriška. Betelgeizė – viena artimiausių raudonųjų supermilžinių ir dešimtoji ryškiausia dangaus žvaigždė. Ji artėja prie gyvenimo pabaigos, kai galiausiai sprogs supernova. Pastaraisiais metais ji sparčiai kinta. Ryškiausias pokytis įvyko 2019-2020 meetais, kai žvaigždė staiga tapo maždaug 2,5 karto blausesnė; šis įvykis pramintas „Didžiuoju pritemimu“. Pritemimas baigėsi 2020-ųjų viduryje, tačiau paliko daug klausimų apie procesus, vykstančius Betelgeizės paviršiuje ir atmosferoje. Žinoma, kad senstant raudonosioms supermilžinėms šie sluoksniai darosi vis nelygesni, su ryškiomis karštomis dėmėmis. Dabar tyrėjai pirmą kartą po Didžiojo pritemimo ištyrė Betelgeizės vidinę atmosferą ALMA radioteleskopu ir aptiko, kad ji tapo dar dėmėtesnė ir asimetriškesnė. ALMA yra 66 radioteleskopų tinklas, įrengtas Čilėje; juo galima stebėti maždaug 0,6–1,4 milimetro bangos ilgius, kylančius iš sluoksnio tuoj virš matomo Betelgeizės paviršiaus. Pavienius tinklo teleskopus galima pajudinti, suformuojant skirtingas bazines linijas, kurios leidžia pasiekti labai aukštą erdvinę skyrą; šiam tyrimui išgauta septynių lanko milisekundžių skyra prilygtų 13 metrų dydžio detalės įžiūrėjimui Mėnulio paviršiuje. Stebėjimus tyrimo autoriai palygino su ankstesniais, atliktais 2015 metais, prieš Didįjį pritemimą. Paaiškėjo, kad nuo 2015-ųjų atmosfera tapo dėmėtesnė, o kai kurios karštos dėmės buvo maždaug 800 laipsnių karštesnės už aplinką, kurios temperatūra siekia apie 2000 Celsijaus laipsnių. Pastebėti ir fiziniai žvaigždės formos netolygumai, iškilimai ir įdubos paviršiuje. Jie rodo milžiniškas konvekcijos celes – kylančių ir besileidžiančių dujų sūkurius, panašius į tuos, kurie dengia Saulę, tik kur kas didesnius. Ryškiausia karšta dėmė matyta ir 2015 metais ir buvo toje pačioje vietoje, o tai reiškia, kad konvekcijos celės yra gana pastovios. Dar įdomiau, kad dėmės išsirikiavusios specifine kryptimi, kuri greičiausiai atitinka žvaigždės ašigalių liniją; taigi galima daryti išvadą, kad ties ašigaliais konvekcija yra stabilesnė. Pati ašigalių linija apskaičiuota remiantis šių metų liepą aptiktos žvaigždės kompanionės orbita. Tad gali būti, kad Betelgeizės mirgesiui ir kunkuliavimui įtakos turi ir aplink skriejanti porininkė. Tolesni stebėjimai atskleis iki šiol aiškiausią vaizdą, kaip raudonosios supermilžinės nusimeta išorinius sluoksnius gyvenimo pabaigoje. Tyrimo rezultatai arXiv.
***
Dirbtinis intelektas atskleidžia išskirtinių žvaigždžių savybes. Vienas iš retesnių ir keistesnių žvaigždžių tipų yra vadinamosios karštosios subnykštukės. Tai mažos žvaigždės, kurių temperatūra nebūdingai aukšta jų masei. Žvaigždės paprastai klasifikuojamos vadinamojoje Hercšprungo-Raselo, arba H-R, diagramoje, kurios vienoje ašyje nurodoma žvaigždės temperatūra, kitoje – šviesis. Didžiąją gyvenimo dalį žvaigždės praleidžia plačioje juostoje, einančioje įstrižai per diagramą – pagrindinėje sekoje. Vėliau paprastai vystosi į viršų ir dešinę – tampa karštesnės ir vėsesnės – kol galiausiai, baigusios gyvenimą, nukrenta žemyn, į baltųjų nykštukių grupę. Karštosios subnykštukės išsiskiria, nes išsidėsto žemiau pagrindinės sekos, tačiau nėra ir baltosios nykštukės. Manoma, kad jos yra apnuoginti žvaigždžių branduoliai: daugeliu atvejų kompanionė dvinarėje sistemoje nuplėšia žvaigždės išorinį vandenilio apvalkalą, pakeisdama jos evoliucijos kelią ir nukreipdama baltosios nykštukės stadijos link nestandartiniu būdu. Naujame tyrime, kurio pagrindiniai autoriai yra iš Vilniaus universiteto, pristatomas karštųjų subnykštukių aptikimo ir klasifikavimo metodas, naudojant dirbtinio intelekto priemones. Problema, kylanti siekiant nagrinėti karštąsias subnykštukes, yra jų retumas: tarp daugiau nei pusės milijardo Gaia kataloguotų žvaigždžių tokių tėra vos apie 60 000 – mažiau nei viena iš tūkstančio. Įprastas metodas, kai kiekvienai žvaigždei atskirai pritaikomas modelis derinant temperatūrą, tokioms duomenų imtims tiesiog neįmanomas. Todėl tyrėjai sukūrė konvoliucinį neuroninį tinklą. Jį apmokė kartotinai rodydami 2 500 žvaigždžių su žinoma klasifikacija, o apmokytas algoritmas likusias apie 17 500 nežinomų žvaigždžių apdorojo per kelias sekundes. Įdomu, kad tinklas dirbo neturėdamas jokių fizikos lygčių, tačiau pats išmoko, kuri spektro dalis svarbi klasifikacijai. Šis klasifikatoriaus rezultatas sutapo su tuo, ką astronomai nustatė remdamiesi fizikos dėsniais. Iš viso tyrėjai išanalizavo apie 20 000 kandidačių ir klasifikavo jas pagal dvinariškumą, temperatūrą bei helio kiekį. Paaiškėjo stiprus ryšys tarp kintamumo ir dvinariškumo: tarp karštųjų subnykštukių, kurių fotometriniuose duomenyse matyti aiškus kintamumas, dvinarių dalis viršijo 60%, o tarp nekintančių ši dalis tėra 18%. Tai patvirtina idėją, kad būtent dvinariškumas ir aplinkos tankis stipriai paveikia šių žvaigždžių raidos kelius. Šis darbas ypač reikšmingas ir Lietuvos astronomijai: nykštukių stebėjimai atlikti ir Molėtų astronomijos observatorijoje. Gruodį pasirodys ketvirtasis Gaia duomenų leidimas, kuris atvers galimybę šias retas žvaigždes tirti dar didesniu masteliu. Tyrimo rezultatai publikuojami Astronomy & Astrophysics.
***
Ramūs pulsarai kartais irgi sutrinka. Pulsarai yra sparčiai besisukančios neutroninės žvaigždės, kurių šviesa mus pasiekia reguliariais radijo žybsniais. Jų sukimosi greitis labai pastovus, bet kartais staiga šiek tiek padidėja – toks įvykis vadinamas „trikdžiu“ (angl. glitch). Jaunesniuose pulsaruose tokie pokyčiai nutinka dažniau, todėl jie ypač įdomūs mokslininkams, kurie siekia išsiaiškinti tiek pulsarų struktūrą, tiek medžiagos elgesį ekstremalaus tankio ir gravitacijos sąlygomis. Nors tiksli trikdžių priežastis nežinoma, manoma, kad jas sukelia staigus neutroninės žvaigždės viduje esančio supertakaus skysčio judesio kiekio momento perdavimas kietai plutai. Vienas pulsaras – PSR J1637−4642 – ilgai atrodė kaip išimtis: nors jis vos 41 000 metų amžiaus, kosminiais mastais itin jaunas, ir gana energingas, per maždaug dešimtmetį stebėjimų jame neaptikta nei vieno trikdžio. Dabar tyrėjai, išanalizavę 15,5 metų stebėjimų Parkeso radioteleskopu, šiame „ramiame“ pulsare aptiko net tris trikdžius. Pulsaras aplink savo ašį apsisuka per 154 milisekundes. Analizuodami 2009–2024 metų duomenis, tyrėjai aptiko tris trikdžius, nutikusius 2018-2024 metų laikotarpiu. Pirmasis buvo ir stipriausias: jo metu pulsaro sukimosi periodas sutrumpėjo apie 2,7 milijoninėmis dalimis. Antrasis trikdis užfiksuotas maždaug po trejų metų, trečiasis dar po maždaug 2,7 metų. Po pirmojo trikdžio pulsaras ne iškart nusistovėjo į naują sukimosi ritmą – dalis pokyčio palaipsniui atsipalaidavo per maždaug 100 dienų. Modeliuodami šį atsipalaidavimą, tyrėjai nustatė, kad neutroninės žvaigždės viduje esantis supertakus neutronų skystys turi 1,9 procento visos žvaigždės inercijos momento. Skaičius puikiai dera su teoriniais modeliais, pagal kuriuos trikdžius sukelia supertakūs neutronai, atsitrenkiantys į staiga atsiradusius kietos plutos netolygumus ir perduodančius jai savo judesio kiekį. Tada pluta akimirksniu įsibėgėja, o paskui sistema pamažu grįžta į naują pusiausvyrą. Ilga tyla prieš pirmąjį trikdį – pulsaras apskritai atrastas 2003 metais, taigi ji truko bent 15 metų – galėjo reikšti, kad žvaigždės viduje daugelį metų kaupėsi įtempimas, kuris galiausiai išsiveržė kaip staigus sukimosi šuolis. Tyrėjai daro išvadą, kad net „ramūs“ pulsarai gali patirti reikšmingų trikdžių, tiesiog reikia juos stebėti pakankamai ilgai. Tyrimo rezultatai arXiv.
***
Turbulencija slopina žvaigždėdarą Stefano Kvintete. Žvaigždės formuojasi iš šaltų molekulinių dujų, o galaktikų susiliejimai gali dujas suspausti ir paskatinti jų vėsimą. Atrodo, tai turėtų sukelti intensyvios žvaigždėdaros žybsnį. Kartais taip ir nutinka, bet ne visada: būna besijungiančių galaktikų, kuriose, nepaisant gausybės molekulinių dujų, gimsta stebėtinai mažai žvaigždžių. Kas lemia tokius skirtumus? Naujame tyrime pateikiamas atsakymas: bent jau vienoje sąveikaujančių galaktikų grupėje žvaigždėdarą reguliuoja dujų turbulencija. Tyrėjai panaudojo Čilėje esantį ALMA radioteleskopą ir išmatavo anglies monoksido dujų spinduliuotės intensyvumą Stefano Kvintete, keturių sąveikaujančių ir vienos vizualiai įsiterpusios galaktikos grupėje. Anglies monoksido dujos dažnai naudojamos tokiems tyrimams, nes ši molekulė egzistuoja daugmaž tomis pačiomis sąlygomis, kaip ir vandenilio molekulės, tačiau yra daug geriau matoma. Duomenys leido palyginti dujų kiekį ir judėjimą skirtingose srityse su žvaigždėdaros efektyvumu, žinomu jau seniau. Pastebėtas aiškus dėsningumas: ten, kur molekulinės dujos judėjo audringiau, žvaigždės formavosi kur kas mažiau efektyviai, net esant gausioms dujų atsargoms. Erdvėlapis atskleidė, kad didžioji dalis molekulinių dujų telkiasi galaktikos NGC 7319 diske ir tarpgalaktinėse srityse, ypač smūginių bangų frontuose ir potvyninių jėgų atplėštoje galaktikos uodegoje. Palei uodegą tyrėjai aptiko keturis dujų gumulus, kurių masė siekia 10-100 milijonų Saulės masių. Žvaigždėdaros efektyvumas – žvaigždžių masės dvigubėjimo laikas – skirtingose sistemos vietose svyravo net virš šimto kartų, nuo 250 milijonų iki 500 milijardų metų. Gautos vertės neigiamai koreliuoja su dujų greičių dispersija. Srityse, kur dujos judėjo ramiai, žvaigždėdaros efektyvumas prilygo įprastoms diskinėms galaktikoms, o lėčiausia žvaigždėdara stebėta ten, kur dujos buvo itin turbulentiškos – ties smūgio gija, kur greičiai siekė 50–150 km/s. Tyrimo autoriai rezultatus aiškina taip: galaktikų sąveikos sukelta turbulencija neleidžia dujoms nurimti ir kolapsuoti dėl savo gravitacijos, audringi dujų judesiai jas išsklaido. Taigi dujos, nors ir šaltos, negali susitelkti į tankius gumulus, iš kurių galėtų gimti žvaigždės. Galaktikų tyrėjai jau ne vieną dešimtmetį ginčijasi, ar žvaigždėdarą labiau reguliuoja dujų turbulencija, ar pačių žvaigždžių spinduliuotė ir vėjai; šie rezultatai duoda naują svarų argumentą, kuris padės priartėti prie realybės supratimo. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal.
***
Kas lemia Visatos žvaigždėdaros lėtėjimą? Visata pastaruosius 10 milijardų metų sensta: per šį laiką vidutinė žvaigždžių formavimosi, arba žvaigždėdaros, sparta sumažėjo dešimteriopai. Įprastai šis pokytis aiškinamas kuro trūkumu: ilgainiui išsenka šaltos dujos, iš kurių formuojasi žvaigždės. Jei taip būtų, dujų kiekis galaktikose turėtų mažėti panašiai, kaip ir žvaigždėdaros sparta. Naujame tyrime mokslininkai, apjungę milžiniško radioteleskopo FAST ir DESI apžvalgos duomenis, tiksliai išmatavo neutralaus atominio vandenilio kiekį per pastaruosius 4,5 milijardo metų ir nustatė, kad jo pokyčiai tikrai nepaaiškina žvaigždėdaros lėtėjimo. Neutralus atominis vandenilis yra svarbi šaltų dujų atsarga galaktikose. Šios dujos formuojasi vėstant tarpgalaktinėms dujoms ir formuoja didžiulius debesis, kuriuose ir formuojasi žvaigždės. Jas aptikti sunku, nes jos skleidžia tik itin silpną 21 centimetro radijo spektro liniją, kurią pavienėse tolimose galaktikose paskandina triukšmas. Tai sena problema: gilūs stebėjimai, galintys išskirti dujas vienoje galaktikoje, neaprėpia didelių plotų, o platūs neturi pakankamo jautrumo. Tyrėjai šią kliūtį įveikė sujungę itin didelį FAST jautrumą su DESI optine apžvalga ir išanalizavę apie 2,5 milijono galaktikų, aprėpiančių beveik trečdalį dangaus. Norėdami gauti statistiškai reikšmingus rezultatus, jie panaudojo sumavimo metodą: silpnus, pavieniui neaptinkamus signalus jie sugrupavo pagal galaktikų nuotolį nuo mūsų ir sudėjo vieną su kitu. Taip išryškėjo vidutinis vandenilio dujų signalas skirtingais kosminiais laikotarpiais. Taip pasimatė ryškus kontrastas: prieš 4,5 milijardo metų žvaigždėdaros tempas buvo maždaug 2,5 karto didesnis nei dabar, o neutralaus vandenilio tankis – vos apie 1,35 karto didesnis. Kitaip tariant, žvaigždėdara lėtėjo kur kas sparčiau nei išseko vandenilio atsargos, vadinasi žvaigždėdaros lėtėjimo neįmanoma paaiškinti atominio vandenilio trūkumu. Šis rezultatas – dar vienas indėlis į ilgametę diskusiją, ar žvaigždžių formavimasis susijęs su bendru šaltų dujų kiekiu, ar specifiškai su molekulinėmis dujomis. Žvaigždės formuojasi tankiose debesų srityse, kur dujos didžiąja dalimi yra susijungusios į molekules. Tyrėjai pasiūlė hipotezę, kad silpstant dujų srautui iš tarpgalaktinės erdvės ir mažėjant jų tankiui, atominis vandenilis mažiau efektyviai virsta molekuliniu. Tai paaiškina ir kodėl atominio vandenilio atsargos lieka gana stabilios. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Astronomy.
***
Raudonieji taškeliai linkę poruotis. Mažieji raudonieji taškeliai (LRD) yra James Webb teleskopu aptikti kompaktiški raudoni objektai, daugiausiai randami ankstyvojoje Visatoje. Manoma, kad tai yra ankstyva ir sparti supermasyvių juodųjų skylių augimo fazė. LRD savybės kelia daugybę klausimų, o vienas jų yra apie augimo spartą: per pirmuosius šimtus milijonų metų po Didžiojo Sprogimo užauginti dešimčių ar šimtų milijonų Saulės masių juodąsias skyles nėra paprasta. Vienas galimų mechanizmų – galaktikų susiliejimai, kurių metu susijungia ir jų juodosios skylės. Be to, susiliejimai nukreipia daug dujų galaktikos centro link ir taip sparčiai maitina juodąją skylę. Naujame tyrime astronomai parodė, kad LRD yra linkę poruotis daug labiau, nei įprastos galaktikos, taigi susiliejimai greičiausiai tikrai yra svarbi jų raidos detalė. Ankstesni bandymai aptikti glaudžias LRD poras buvo nesėkmingi, daugiausiai dėl to, kad įprasti metodai tokias poras klaidingai palaiko vienu sudėtingu objektu. Naujojo tyrimo autoriai sukūrė kitokį metodą, kuris leido analizuoti kiekvieno nuotraukos pikselio spalvą. Juo remdamiesi mokslininkai ieškojo objektų, kurie atrodo kaip vienas taškelis, bet iš tikrųjų gali būti dvi juodosios skylės, artėjančios viena prie kitos. Naudodami COSMOS-Web apžvalgos duomenis, jie aptiko keturias tokias dvigubų raudonųjų taškelių poras, kurių šviesa mus pasiekia per 12,5–12,8 milijardo metų. Atstumas tarp poros narių svyravo maždaug vieno iki aštuonių kiloparsekų – mažiau nei atstumas tarp Saulės ir Paukščių Tako centro. Kad įsitikintų, jog taškeliai yra tikros poros, o ne atsitiktiniai sutapimai dangaus skliaute, tyrėjai apskaičiavo tokio atsitiktinio sutapimo tikimybę. Taip jie nustatė, kad atsitiktinumo tikimybė labai maža, o tikėtinas porų skaičius apie 20-30 kartų viršija galaktikų porų skaičių jaunoje Visatoje. Šios poros greičiausiai yra būsimų susiliejimų pirmtakai. Jei kiekviename taškelyje tikrai slypi auganti juodoji skylė, galiausiai susilietų ir jos. Tokius įvykius ateityje galėtų aptikti gravitacinių bangų observatorijos. Tyrimo rezultatai publikuojami Publications of the Astronomical Society of Japan.
***
Štai tokios naujienos iš praėjusios savaitės. Kaip įprastai, laukiu jūsų klausimų ir komentarų.
Laiqualasse