Įmetus akmenį į ežerą, šio paviršius ima raibuliuoti, o kartu, atrodo, raibuliuoja ir akmenukai ežero dugne. Kartais taip nutinka ir kosmose: panašūs raibuliai pastebėti Saulėje, kur fotosferą ir vainiką jungia daugybė siūliškų spikulių. Kitų žvaigždžių raibuliai – dėmės, žybsniai ir panašūs reiškiniai – trukdo tirti jų planetas ir lemia, kad pervertiname kai kurių planetų masę. Ypatingai tankios įmagnetintos medžiagos raibuliai, atsirandantys jungiantis neutroninėms žvaigždėms, gali sukurti magnetarus. O tiesiog planetos plutos raibuliai leido nustatyti, kad Marso Marinerio slėnyje vis dar vyksta tektoniniai procesai. Kitose naujienose – misija į Fobą, klajojančios supermasyvios juodosios skylės ir energingos spinduliuotės išsiveržimas iš galaktikų. Gero skaitymo!

***

Saulės spikulės raibuliuoja. Tarp matomo Saulės paviršiaus, vadinamo fotosfera, ir milijono laipsnių karščio vainiko nuolat šaudo šimtai tūkstančių ar net milijonai plonų plazmos čiurkšlių – spikulių. Jos kas kelias minutes iškyla 6–8 tūkstančius kilometrų aukštyn, o didžioji dalis jų medžiagos vėliau nukrenta atgal. Spikulių nešama masė ir energija svarbi kaitinant chromosferą bei vainiką ir tiekiant medžiagą Saulės vėjui. Spikulės juda ne tik vertikaliai; jos dažnai svyruoja į šonus ir, regis, greitai sukasi. Svyravimų ir pačių čiurkšlių prigimtis gana gerai suprasta, tačiau sukimosi kilmė kol kas neišaiškinta. Iki šiol spikulės, remiantis dvimačiais dangaus plokštumos vaizdais, buvo laikomos smailėmis ar cilindrais. Naujame tyrime mokslininkai pirmą kartą pateikia trimačių spikulių modelių rezultatus ir parodo, kad jų struktūra yra sudėtingesnė. Modelis, kuriame įtraukiami magnetiniai bei hidrodinaminiai procesai ir detaliai sekamas spinduliuotės judėjimas, parodė, kad spikulės visai nebūtinai sukasi. Jos išsidėsto į užuolaidas primenančias tankesnės plazmos klostes. Kai iš šono žiūrime į tokią kintančią trimatę užuolaidą, visa jos spinduliuotė išilgai stebėjimo linijos susideda į vieną vaizdą. Taip susidaro įspūdis, kad stebime spikulių grupę. Jų gyvavimo trukmė, aukštis ir regimasis greitis atitinka stebimus. Užuolaidų pakraščiuose atsiranda stiprūs tankio skirtumai, kurie ir patys sukelia sūkurius, ir sąveikauja su jau egzistuojančiais aplinkinės plazmos sūkuriais. Modelyje šie sūkuriai pasireiškia kaip vertikalūs, kelių šimtų kilometrų skersmens besisukančios plazmos stulpai, kurie siekia vainiką; kai kuriuos jų spikulės tiesiogiai maitina. Šiuos darinius autoriai pavadino vainiko sūkuriniais kanalais. Dėl tokios čiurkšlių ir sūkurių sąveikos projekciniuose vaizduose atsiranda pasikartojantis sukimosi įspūdis, kuris dera su Saulės krašto stebėjimais. Taigi besisukančios spikulių grupės gali būti sūkurinių plazmos darinių, pernešančių energiją ir judesio kiekį į vainiką, ženklas. Tiesa, tiesiogiai šiuos sūkurius patvirtinti kol kas sunku, nes tam reikia itin didelės skyros vainiko magnetinio ir greičio laukų matavimų, geriausia iš kelių stebėjimo taškų. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal.

***

Japonija išskrido į Fobą. Marso palydovai Fobas ir Deimas yra mažyčiai, netaisyklingos formos uoliniai kūnai; jų kilmė iki šiol nėra aiški. Pagal vieną hipotezę, jie susiformavo iš nuolaužų, kurias išmetė senovinis Marso susidūrimas su didžiuliu kosminiu kūnu. Pagal kitą, tai klajojantys asteroidai, kuriuos pagavo Marso gravitacija. Atsakymą galėtų duoti medžiagos mėginiai, tačiau nepaisant keleto bandymų, iki šiol niekam nepavyko jų paimti nei iš Marso, nei iš jo palydovų. Antradienį Japonijos kosmoso agentūra JAXA, bendradarbiaudama su NASA, ESA bei Prancūzijos ir Vokietijos kosmoso agentūromis, paleido misiją MMX, kuri turėtų parskraidinti Fobo mėginių į Žemę. Raketa H3 su beveik penkių tonų zondu pakilo iš Tanegašimos kosmodromo, o po valandos zondas sėkmingai atsiskyrė nuo raketos viršutinės pakopos. Marsą jis turėtų pasiekti 2027-ųjų vasaros pabaigoje ir įeiti į orbitą, panašią į Fobo. Tada ant maždaug 22 kilometrų skersmens palydovo MMX nuleis prancūzų ir vokiečių sukurtą mikrobangų krosnelės dydžio roverį Idefix. Planuojama, kad dėl itin silpnos Fobo gravitacijos jis kelias minutes šokinės, kol sustos, o vėliau 100 dienų tyrinės paviršių, važiuodamas vos milimetro per sekundę greičiu. Idefix atliks žvalgybą ir padės išvengti biraus grunto ar nelygaus reljefo, o 2028 ar 2029 metais ant Fobo nusileis pats MMX. Jis paviršiuje praleis tik dvi valandas, per kurias išgręš ir įsiurbs bent 10 gramų medžiagos, o paskui vėl pakils. Po kelių praskridimų pro Deimą zondas 2030 metais paliks Marso apylinkes ir 2031 metais pristatys mėginius į Australijos dykumą. Tikimasi, kad Fobo grunte bus ir Marso medžiagos, išmuštos smūgių, tad mėginiai padės suprasti tiek palydovų, tiek pačios planetos kilmę. Tais pačiais metais mėginius iš Marso tikisi parsigabenti ir Kinija, kuri savo misiją planuoja paleisti 2028 metais, o NASA vis dar svarsto, kaip pargabenti daugiau nei 30 marsaeigio Perseverance surinktų mėginių vamzdelių.

***

Tektoninis aktyvumas Marinerio slėnyje. Marinerio slėnių sistema yra didžiausia kanjonų sistema Saulės sistemoje. Ji driekiasi beveik 3900 kilometrų, daugiausiai rytų-vakarų kryptimi, siekia iki 600 kilometrų pločio ir daugiau nei 9 kilometrų gylio, taigi yra maždaug devynis kartus ilgesnė ir penkis kartus gilesnė už Didįjį kanjoną JAV. Ji susiformavo prieš milijardus metų, kai Marsas dar buvo stipriai tektoniškai aktyvus. Iki šiol diskutuojama, ar jos lūžiai aktyvūs iki šiol. Kitaip nei Žemė, Marsas neturi judančių tektoninių plokščių, kurios nuolat kurtų ir pertvarkytų lūžių zonas. Jo pluta veikia kaip vientisas, lėtai vėstantis dangtis ir nėra aišku, ar senoviniai lūžiai gali vėl sutrūkti, veikiami šiandieninių įtampų. Dabar mokslininkai pateikė tiesioginių seisminių įrodymų, kad gali. Tyrėjai analizavo 2021 metų rugpjūčio 25 dieną NASA zondu InSight užfiksuotą seisminį įvykį S0976a. Jis buvo neįprastas, nes kilo priešingoje Marso pusėje nei stovėjo aparatas ir buvo vienintelis per misiją aptiktas drebėjimas vakariniame planetos pusrutulyje. Ankstesniuose darbuose jo šaltinis lokalizuotas vakarinėje Marinerio slėnio dalyje, tačiau priežastis liko neaiški, nes seisminius virpesius gali sukelti ir meteoritų smūgiai ar nuošliaužos. Išmatavę dviejų tipų seisminių bangų amplitudes ir kryptis, tyrėjai atkūrė, kaip pluta judėjo drebėjimo vietoje. Geriausiai duomenis paaiškina horizontalaus poslinkio lūžis: du plutos blokai pasislinko vienas pro kitą išilgai stataus ir gilaus lūžio, maždaug 20–40 kilometrų gylyje. Smūgio ar nuošliaužos modeliai stebimų bangų atkurti negalėjo, o ir palydovų nuotraukose nerasta jokio naujo kraterio ar didelės nuošliaužos, kuri būtų susiformavusi po tokių įvykių. Lūžio kryptis atitinka senus lūžius. Jie greičiausiai suaktyvėjo dėl įtampų, kurias kuria ilgalaikis planetos vėsimas, gretimo Tarsidės vulkaninio regiono svoris ir vietinis plutos lengvėjimas dėl erozijos. Taigi lūžiai, susiformavę prieš milijardus metų, išlieka pakankamai silpni, kad galėtų pertrūkti ir šiandien; planetoje be tektoninių plokščių tokie poslinkiai yra pagrindinis būdas išsklaidyti susikaupusią įtampą. Marinerio slėnis yra trečia vieta Marse, po Cerbero griovių ir pietinės Eliziejaus lygumos, kur InSight duomenys jau anksčiau atskleidė aktyvius lūžius. Skirtingi lūžių tipai šiose vietose rodo, kad įtampos Marso plutoje nėra visur vienodos. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Communications.

***

Ar megažemės tikros? Uolinės planetos negali augti be galo. Kai planetos branduolys tampa pakankamai masyvus, jis ima sparčiai traukti dujas iš protoplanetinio disko ir apsigaubia storu vandenilio ir helio apvalkalu, o planeta virsta dujine milžine. Stebėjimai rodo, kad didžiausios uolinės planetos yra 1,5–1,75 didesnio spindulio, nei Žemė, o modeliai prognozuoja, kad grynai uolinė planeta neturėtų viršyti maždaug 10 Žemės masių. Visgi astronomai yra aptikę kelias masyvesnes planetas, kurių tankis rodo jų sudėtį esant uolinę, be dujų apvalkalo. Jos vadinamos megažemėmis. Paaiškinti jų kilmę galbūt galima per planetų susidūrimus jau išnykus dujų diskui, arba jos galėtų būti apdraskyti buvusių milžinių branduoliai. Tačiau naujame tyrime astronomai pateikė paprastesnį paaiškinimą: megažemės greičiausiai yra žvaigždžių aktyvumo sukurta iliuzija. Egzoplanetų masės įprastai matuojamos radialinių greičių metodu, tai yra pagal tai, kaip planetos gravitacija judina žvaigždę pirmyn ir atgal. Tačiau ir magnetiškai aktyvių žvaigždžių dėmės bei ryškios sritys, joms sukantis, sukelia panašius šviesio svyravimus. Tokie žvaigždės triukšmai gali užgožti silpną mažos planetos signalą arba, priešingai, jį išpūsti. Tyrėjai NASA egzoplanetų archyve atrinko 333 planetas, kurių spindulys mažesnis nei keturi Žemės spinduliai, o masės išmatuotos radialinių greičių metodu. Iš jų išsiskyrė aštuonios, masyvesnės nei maždaug 10 Žemės masių. Keturių tankis dera su visiškai uoline-metaline sudėtimi, kitų keturių – su vandens, bet ne vandenilio ar helio turinčia. Tada jie patikrino šių planetų žvaigždžių magnetinį aktyvumą pagal jonizuoto kalcio spektro linijas, kurios labai jautrios chromosferoje vykstantiems magnetiniams reiškiniams, ir TESS kosminiu teleskopu išmatuotus ryškio svyravimus. Paaiškėjo, kad visos aštuonios skrieja aplink itin aktyvias žvaigždes. Tikimybė, kad taip nutiktų atsitiktinai, yra daug mažesnė nei vienas procentas. Be to, nėra jokios fizikinės priežasties, kodėl tokios egzoplanetos turėtų dažniau būti prie jaunų, aktyvių žvaigždžių; netgi priešingai, masyvios uolinės planetos turėtų formuotis ilgiau ir būtų dažnesnės prie senesnių žvaigždžių. Kai kuriais atvejais ir egzoplanetų masės matavimai atrodo nepatikimi. Kelių planetų signalas per silpnas, kad standartinis žvaigždės aktyvumo modeliavimo metodas jį patikimai atskirtų. Kitų orbitos periodas artimas žvaigždės sukimosi periodui. Vienai iš planetų, HD 63433 b, skirtingos mokslininkų grupės apskaičiavo labai skirtingas mases – 37 ir 21 Žemės masę. Autoriai daro išvadą, kad visų aštuonių planetų masės greičiausiai dirbtinai išpūstos žvaigždės aktyvumo ar kitų netikslumų, taigi megažemės galimai tiesiog neegzistuoja. Jie siūlo kur kas tankiau kartoti radialinių greičių matavimus, kad žvaigždės aktyvumą būtų galima tiksliai įskaityti ir planetų mases nustatyti patikimai. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Žvaigždžių susiliejimas Oriono ūke. Oriono ūkas yra artimiausias didelis žvaigždėdaros regionas, matomas net plika akimi. Daugelį jaunų jo žvaigždžių supa dujų ir dulkių diskai, kuriuose formuojasi planetos. Tačiau centrinės, maždaug 33,5 Saulės masės žvaigždės Oriono θ¹ C1 spinduliuotė šiuos diskus garina ir suteikia jiems buožgalvių formą. Diskai masės netenka taip sparčiai, kad per maždaug milijoną metų, kurį gyvuoja ūko žvaigždės, jie turėjo būti seniai išnykę. Panašus paradoksas kyla ir dėl centrinę žvaigždę gaubiančio dujų apvalkalo. Jis plečiasi maždaug 13 kilometrų per sekundę greičiu, bet judėdamas tokiu greičiu dabartinį spindulį pasiektų per kelis šimtus tūkstančių metų, o ne milijoną. Taigi tiek diskai, tiek apvalkalas atrodo gerokai jaunesni už pačias žvaigždes, nors paprastai taip nebūna. Dabar astronomai pasiūlė scenarijų, kuris išsprendžia abu galvosūkius. Jų manymu, Oriono θ¹ C1 iš pradžių buvo dviejų žvaigždžių pora, aplink kurią didesniu atstumu sukosi trečioji žvaigždė, dabartinė jos palydovė Oriono θ¹ C2. Trečiosios žvaigždės gravitacija laikui bėgant ištempė vidinės poros orbitą, kol abi žvaigždės susidūrė ir susiliejo. Prieš susiliejimą jos spinduliavo gerokai silpniau, todėl diskai galėjo išlikti didžiąją savo gyvenimo dalį. Tik po susiliejimo, prieš kelis šimtus tūkstančių metų, žvaigždės šviesis smarkiai išaugo, o diskai ėmė sparčiai garuoti. Skaitmeniniai modeliai parodė, kad toks staigus pašviesėjimas gali paaiškinti dabartinio apvalkalo egzistavimą ir kartu suderinti jo amžių su žvaigždžių amžiumi. Tiesa, vien susiliejimas apvalkalui suteiktų tik apie trečdalį postūmio, reikalingo dabartiniam greičiui įgyti. Tyrėjai mano, kad trūkstamą dalį gali suteikti iš garuojančių diskų ištekančios vėsios dujos, kurios susimaišo su karštomis burbulo dujomis. Skaitmeniniai modeliai taip pat parodė, kad tokios trigubos sistemos susilieja lengvai, net greičiau, nei reikėtų pagal piešiamą scenarijų. Tačiau procesą galėjo atidėti potvyninės jėgos, žvaigždžių sukimasis ar artimi prasilenkimai su kitomis spiečiaus žvaigždėmis. Susiliejimas paaiškintų ir kitas keistas Oriono θ¹ C1 savybes – pakrypusį magnetinį lauką ir didesnę, nei aplinkinių žvaigždžių, azoto gausą. Jei scenarijus pasitvirtins, tai būtų pirmas atvejis, kai mūsų kosminėje kaimynystėje matome didelio žvaigždžių susidūrimo pasekmes, o tai rodytų, kad tokie susidūrimai gali būti dažnesni, nei manyta, ir paveikti net besiformuojančias planetas. Tyrimo rezultatai publikuojami Astronomy & Astrophysics.

***

Galingiausių žvaigždžių žybsnių variklis. Raudonosios milžinės paprastai laikomos magnetiškai ramiomis žvaigždėmis. Pereidamos į šią fazę jos išsipučia ir ima suktis daug lėčiau, o sukimasis yra vienas pagrindinių aktyvumo variklių. Be to, žvaigždžių aktyvumas mažėja su amžiumi, o raudonosios milžinės – senos. Tačiau nuolatiniai stebėjimai kosminiais teleskopais parodė, kad žybsniai jose kaip tik gana dažni, o patys galingiausi superžybsniai stebimi būtent milžinėse. Štai Keplerio teleskopo stebėtame dangaus plote daugiausiai energijos išskiriančius žybsnius paleidžia milžinė KIC 2852961. Jos ryškis, žvaigždei sukantis, smarkiai svyruoja dėl didžiulių tamsių dėmių paviršiuje. Iki šiol buvo neaišku, kas lemia tokį ekstremalų aktyvumą. Dabar astronomai atsakė į šį klausimą: efektą kelia bendras dvinarės kompanionės ir milžinės sukimosi poveikis. Tyrimo autoriai apjungė antžeminius spektroskopinius stebėjimus su Keplerio teleskopu darytais fotometriniais matavimais ir Gaia teleskopo duomenimis apie žvaigždės judėjimą. Nauji radialinio greičio matavimai patvirtino, kad KIC 2852961 yra glaudžios dvinarės sistemos narė, o jos palydovė yra blausi nykštukė. Kai pagrindinė žvaigždė išsipūtė iki dabartinio dydžio, maždaug 12 kartų didesnio nei Saulė, abiejų žvaigždžių potvyninės jėgos, iki tol beveik nereikšmingos, tapo itin veiksmingos. Jos ėmė apvalinti orbitą ir derinti milžinės sukimąsi su orbitiniu judėjimu. Tyrėjai nustatė, kad sistema beveik pasiekė būseną, kai milžinė visada bus atsisukusi viena puse į kompanionę. Tačiau iki pilno potvyninio surakinimo sistemai dar šiek tiek trūksta, ir būtent tai yra esminė atsakymo dalis. Nors ir sulėtėjusi, milžinė vis dar sukasi diferencialiai – skirtingos platumos sukasi skirtingu greičiu. Diferencinis sukimasis žvaigždės viduje maitina magnetinį dinamą, kuris nuolat generuoja ir stiprina magnetinius laukus. Magnetiniai laukai turi dvejopą poveikį. Pirma, jie formuoja didžiules dėmes, kurios veikia kaip magnetinės energijos rezervuarai. Antra, jie susuka ir ištempia virš dėmių esančias vainiko magnetinio lauko linijas, o joms persijungiant išlaisvinama superžybsnio energija. Tyrėjai patikrino ir hipotezę, ar žybsnius tiesiogiai sukelia palydovė, pavyzdžiui, dviejų žvaigždžių magnetiniams laukams susijungiant. Tačiau jokio ryšio tarp žybsnių ir orbitos fazės nerasta. Taigi palydovės vaidmuo netiesioginis: ji padėjo sukurti sąlygas, reguliuodama milžinės sukimąsi, tačiau žybsnius kelia milžinės viduje vykstantys magnetiniai procesai. Rezultatai taip pat patvirtina, kad didelis dėmėtumas ir žybsnių energija yra susiję priežastiniu ryšiu, o ne atsitiktinai. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Magnetaras, gimęs iš dviejų neutroninių žvaigždžių. Visos neutroninės žvaigždės turi itin stiprius magnetinius laukus, milijonus kartų stipresnius už galingiausius, sukurtus Žemės laboratorijose. Tačiau maždaug vienas iš šimto, vadinamieji magnetarai, turi dar maždaug tūkstantį kartų stipresnius laukus. Manoma, kad magnetarai atsakingi už kai kuriuos ypatingai galingus trumpalaikius reiškinius, pavyzdžiui, pasikartojančius minkštųjų gama spindulių žybsnius ir greituosius radijo žybsnius. Bet kaip susidaro patys magnetarai? Viena galimybė yra dviejų neutroninių žvaigždžių susiliejimas. Dažnai po jo susiformuoja juodoji skylė, tačiau jei bendra sistemos masė pakankamai maža, susijungusi pora gali išlikti ir kaip neutroninė žvaigždė. Dabar astrofizikai išskirtinai detaliu modeliu parodė, kad toks susiliejimas gali per akimirką sustiprinti magnetinį lauką iki magnetarų lygio. Tyrėjai superkompiuteriu FUGAKU sumodeliavo dviejų neutroninių žvaigždžių, kurių masės siekia po 1,35 Saulės masės, susiliejimą. Modelyje įskaityta bendroji reliatyvumo teorija, magnetohidrodinamika ir neutrinų pernaša, o erdvinė skyra siekė beprecedenčius 6,25 metro; skaičiavimams prireikė apie 530 milijonų procesoriaus branduolio valandų. Pradinis magnetinis laukas siekė apie tris trilijonus gausų, maždaug tiek, kiek stipriausi stebimose dvinarėse pulsarų sistemose. Per kelias milisekundes po žvaigždžių susilietimo jų sąlyčio zonoje pasireiškė Kelvino-Helmholtzo nestabilumas: dvi priešingomis kryptimis slystančios medžiagos srovės imdavo sūkuriuoti, panašiai kaip tolygi užpūstos žvakės dūmų srovelė kildama išsiraizgo į sūkurius. Toks turbulentiškas maišymasis itin efektyviai susuka ir ištempia magnetinio lauko linijas, o sustiprintas laukas maždaug per milisekundę išplinta po visą susiliejusį objektą. Galutinis laukas daugiau nei 300 kartų stipresnis už pradinį, taigi siekia magnetarams būdingas vertes, o tolesnė turbulencija, kurios modelis jau nebeapėmė, galėtų jį sustiprinti dar labiau. Toks spartus lauko sustiprėjimas gali paveikti ir tolesnę susiliejimo eigą bei susiformavusios žvaigždės sandarą, nors tai dar reikės ištirti. Rezultatai rodo, kad neutroninių žvaigždžių susiliejimai gali būti vienas magnetarų gimimo kelių. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Centrinėje Paukščių Tako dalyje žvaigždžių tankis šimtus kartų didesnis, nei Saulės apylinkėse. Euclid teleskopas neseniai padarė detaliausią šio regiono nuotrauką. Apie jos suteikiamas atradimų perspektyvas pasakoja Astrum:

***

Supernovų vėjai užveria kelią spinduliuotei. Per pirmąjį milijardą metų po Didžiojo sprogimo Visatą gaubė neutralaus vandenilio rūkas, kuris nepraleido ultravioletinės šviesos. Šiandien to rūko nebėra. Jį išsklaidė energinga ankstyvųjų galaktikų spinduliuotė, kuri suskaidė vandenilio atomus tarpgalaktinėje erdvėje į protonus ir elektronus. Jaunoje Visatoje buvo gausu kompaktiškų, daug ultravioletinių spindulių skleidžiančių sparčiai žvaigždes formuojančių galaktikų. Jose gimstančių masyvių žvaigždžių spinduliuotės galėtų užtekti visai tarpgalaktinei terpei jonizuoti. Tačiau kad tai įvyktų, jonizuojantys fotonai turi ištrūkti iš pačių galaktikų, o jose irgi pilna neutralių dujų ir dulkių. Ilgą laiką vyravo hipotezė, kad kelią energingiems fotonams išvalo supernovų sukelti galaktiniai vėjai, išpučiantys dujas iš galaktikos. Bet naujame tyrime parodoma, kad yra atvirkščiai. Astronomai išanalizavo šešių artimų, tarpusavyje panašių kompaktiškų žvaigždėdaros galaktikų spektrus, išmatuotus Hubble teleskopu. Šios galaktikos primena tas, kurios, kaip manoma, rejonizavo ankstyvąją Visatą, tačiau jų žvaigždėdaros žybsnių amžius skiriasi: jauniausios šį etapą pradėjo prieš porą milijonų metų, seniausios – prieš keliasdešimt. Tyrėjai matavo du pagrindinius parametrus: vėjų stiprumą ir kokia dalis jonizuojančios spinduliuotės ištrūksta iš galaktikų. Vėjų greitį ir masę įvertinti leidžia specifinių spektro linijų padėtis bei plotis, kurie atspindi, kokią spinduliuotę sugeria vėjo medžiaga. Paaiškėjo, kad daugiausia spinduliuotės ištrūksta labai anksti, per pirmuosius 3 milijonus metų po žvaigždėdaros žybsnio pradžios. Tuo metu galaktikoje plinta intensyvi jaunų žvaigždžių spinduliuotė ir jų vėjai, bet greito galaktinio vėjo dar nėra, nes jaunos žvaigždės dar nesprogo supernovomis. Senesnėse sistemose aptikti greitesni, masyvesni ir dulkėtesni vėjai, o spinduliuotės ištrūksta mažiau. Kitaip tariant, supernovos išjudina aplinką taip, kad neutralių dujų ir dulkių uždanga ne praretėja, o sutankėja, todėl per pirmuosius maždaug 10 milijonų metų jonizuojanti spinduliuotė vis labiau įkalinama. Tai reiškia, kad rejonizacijai svarbiausios galėjo būti pačios jauniausios žvaigždėdaros epizodų stadijos, dar prieš sprogstant pirmosioms supernovoms. Šie rezultatai svarbūs kosmologiniams modeliams, kuriuose būtent supernovoms paprastai priskiriamas pagrindinis vaidmuo atveriant spinduliuotei kelią. Autoriai pabrėžia, kad reikia atidžiau ištirti, kaip jaunų žvaigždžių spinduliuotė ir vėjai formuoja aplinkines dujas iki pirmųjų supernovų, ir planuoja stebėti daugiau galaktikų. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Astronomy.

***

Karšta plazma paleidžia juodosios skylės čiurkšlę. Kai kurios supermasyvios juodosios skylės, rydamos aplinkines dujas, paleidžia beveik šviesos greičiu lekiančias siauras plazmos čiurkšles. Šios čiurkšlės yra vieni energingiausių reiškinių Visatoje ir stipriai veikia savo galaktikų raidą. Plačiausiai naudojamas modelis, aiškinantis jų formavimąsi, yra Blandfordo-Znajeko mechanizmas: didelio masto magnetiniai laukai, kuriuos palaiko krentanti besisukanti medžiaga, konvertuoja juodosios skylės sukimosi energiją į čiurkšlės kinetinę ir šiluminę energiją. Šis mechanizmas gerai dera su stebėjimais tais atvejais, kai juodoji skylė maitinasi lėtai, o aplink ją sūkuriuoja karštas ir storas medžiagos srautas. Tačiau sparčiai besimaitinančias juodąsias skyles paprastai supa santykinai šaltas ir plonas akrecinis diskas, kuris didelio masto magnetinių laukų išlaikyti negali. Nepaisant to, kai kurios iš tokių juodųjų skylių vis tiek leidžia galingas čiurkšles. Dabar astronomai rado šio klausimo sprendimą: Blandfordo-Znajeko mechanizmas greičiausiai veikia, tiesiog mažesniais masteliais, nei anksčiau pavykdavo įžiūrėti. Jie vienu metu stebėjo aktyvią galaktiką 3C 120 Tauro žvaigždyne rentgeno ir radijo spindulių ruože. Šios galaktikos centrinė juodoji skylė sparčiai ryja medžiagą ir paleidžia galingą čiurkšlę. Itin tiksliu spektrometru, įrengtu rentgeno palydove XRISM, užfiksuota akreciniame diske švytinti geležies spinduliuotės linija. Ją iškreipia reliatyvistiniai efektai, todėl iš linijos formos galima nustatyti, kaip arti juodosios skylės yra vidinis disko kraštas. Paaiškėjo, kad šaltasis plonas diskas baigiasi maždaug ties 20 gravitacinių spindulių – apie dešimt kartų toliau nuo centro, nei būtų nesisukančios juodosios skylės įvykių horizontas. Mažesniu atstumu jį pakeičia storas, šimtų milijonų laipsnių karštos plazmos srautas. Tuo pat metu tarpžemyniniai interferometrų tinklai atsekė, kaip čiurkšlė, artėjant prie juodosios skylės, siaurėja. Pratęsta iki horizonto, ji pasirodė ne platesnė nei disko vidinė riba, o gal net siauresnė. Taigi čiurkšlė kyla būtent iš to vidinio karšto srauto, kuriame gali susidaryti stiprūs magnetiniai laukai. Rezultatai leidžia daryti išvadą, kad čiurkšlės paleidimas susijęs su disko geometrijos pokyčiu. Tyrėjai jau vykdo analogiškus kitų juodųjų skylių stebėjimus, kurie leis patikrinti, ar ryšys tikrai universalus. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal Letters.

***

Galaktikose svyruojančios juodosios skylės. Daugumos didelių galaktikų centruose randamos supermasyvios juodosios skylės. Kai dvi galaktikos susilieja, jų centrinės juodosios skylės suartėja, sudaro porą ir galiausiai taip pat susijungia. Susijungimo metu paskleidžiamas galingas gravitacinių bangų srautas, kuris dažniausiai lekia ne visomis kryptimis vienodai. Dėl šios priežasties naujai atsiradusi juodoji skylė patiria atatrankos smūgį ir gali įgyti net kelių tūkstančių kilometrų per sekundę greitį. To pakanka, kad ji būtų išsviesta iš galaktikos centro, o gal ir iš visos galaktikos. Jei atatranka nepakankamai stipri, kad juodoji skylė paliktų galaktiką, ji ilgai svyruoja centrinėje dalyje tarsi švytuoklė ir kerta patį centrą. Nors teoriniai skaičiavimai aiškiai rodo, kad atatranka turėtų egzistuoti, iki šiol tai nebuvo vienareikšmiškai įrodyta, nes pavieniams kandidatams visada galima rasti alternatyvių paaiškinimų. Dabar astronomai rado statistinį tokių juodųjų skylių populiacijos pėdsaką. Prieš dešimt metų ta pati grupė prognozavo, kad švytuojančios juodosios skylės didžiausią greitį pasiekia centre, kur gausiausias dulkių kiekis, todėl didesniu greičiu judančias juodąsias skyles turinčius kvazarus vidutiniškai turėtų gaubti daugiau dulkių. Naujajame tyrime šią prognozę jie patikrino su maždaug 100 tūkstančių kvazarų stebėjimais. Juodosios skylės greitį galaktikos atžvilgiu jie įvertino pagal spektro linijų poslinkį: arti juodosios skylės esančios dujos skleidžia kitokias spektro linijas, nei esančios toliau, tad jų greičio skirtumus galima išmatuoti. Dulkėtumą įvertinti padėjo kvazaro spinduliuotės raudonumas, lyginant su kitais panašiais objektais. Tarp šių dydžių pastebėta labai statistiškai reikšminga koreliacija. Ją lemia stipriai dulkėtų kvazarų grupė: tarp kvazarų su sparčiausiai judančiomis juodosiomis skylėmis stipriai dulkėtų yra tris kartus daugiau nei tarp lėčiausiųjų. Rezultatas išliko taikant skirtingus atrankos ir matavimo būdus. Natūraliausias paaiškinimas yra tas, kad dalis kvazarų iš tiesų turi po susiliejimo atatranką patyrusias juodąsias skyles. Pasak autorių, signalo stiprumas leistų manyti, kad net maždaug pusėje tirtų kvazarų neseniai susiliejo dvi juodosios skylės, tačiau šis skaičius labai neapibrėžtas. Jei interpretacija pasitvirtins, šis metodas leis įvertinti, kaip dažnai supermasyvios juodosios skylės susilieja. Tokie vertinimai labai svarbūs 2035 metais planuojamai paleisti ESA gravitacinių bangų observatorijai LISA. Tyrimo rezultatai publikuojami MNRAS.

***

Besiraizgančios ir besidraikančios tamsios gijos šiame paveiksle – ne vaiduokliai, nors tam tikra prasme jos yra „iš kitos dimensijos“. Čia pavaizduota tamsiosios materijos kuriama didelio masto struktūra, arba kosminis voratinklis, o šviesios dėmės – galaktikos ir jų spiečiai, besiformuojantys voratinklio mazguose. Tai, žinoma, nėra tikra nuotrauka, nes taip gerai pamatyti tamsiosios materijos, bent kol kas, neturime jokių galimybių. Šis vaizdas gautas skaitmeniniu modeliu, kuriuo stengiamasi atkurti šiandienines stebimas Visatos savybes, pradedant nuo pirmykščio medžiagos pasiskirstymo ir vadovaujantis žinomais fizikos dėsniais.

***

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

Laiqualasse