Egzoplanetų tyrimai ilgą laiką apsiribojo jų masės, spindulio ir orbitos periodo nustatymu. Pastaraisiais metais pereinama į kitą etapą – tiriamos jų atmosferos, nes jos yra geriausias informacijos apie cheminę sudėtį, paviršiaus sąlygas, o gal net ir gyvybę šaltinis. Planetos, kiek didesnės už Žemę, būna dviejų tipų: uolinės superžemės su plona atmosfera arba be jos ir dujiniai subneptūnai su stora atmosfera. Dabar mokslininkai išsiaiškino, kad subneptūnai greičiausiai augdami patyrė daugiau susidūrimų, kurie padėjo jiems išlaikyti pirmykštes atmosferas. Kartais atmosferą išlaiko net labai karštos planetos – neseniai patvirtinta, jog viena ypatingai karšta, mažiau nei paros periodo uolinė planeta apsigaubusi dujų apvalkalu. O Žemė augdama galėjo pirmykštėje atmosferoje pasigaminti visą vandenį, kurį dabar čia turime, taigi tam nereikėjo jokių kometų. Kitose naujienose – Rubin observatorijos atrasta nykštukinė planeta, žvaigždžių susidūrimai Visatos jaunystėje ir Betelgeizės atmosferos drumstimas. Gero skaitymo!

***

Žemės vanduo – vietinės kilmės? Vanduo yra nepamainoma molekulė visai žemiškai gyvybei. Tačiau iš kur ir kada jo prisikaupė Žemėje? Dažniausiai manoma, kad planeta formavosi sausa, o vandenį iš šaltesnių išorinių Saulės sistemos sričių atgabeno kometos ar asteroidai. Vis dėlto lieka neaišku, kaip tiek medžiagos atkeliavo iš taip toli, be to, šis modelis ne visiškai dera su Žemės chemine sudėtimi. Naujame tyrime mokslininkai, remdamiesi laboratoriniais eksperimentais, parodė, kad vanduo galėjo susiformuoti tiesiog Žemei augant. Per pastarąjį dešimtmetį vis populiaresnis tampa modelis, pagal kurį uolinės planetos augo kaupdamos milimetrų ir centimetrų dydžio uolienų grumstus. Pakankamai užaugusi planeta galėjo apsigaubti karšta, tankia, vandeniliu turtinga atmosfera, o pro ją dar kurį laiką krito grumstai. Tyrėjai panašų procesą atkūrė laboratorijoje: kaitino sausas, geležimi turtingas silikatines uolienas 1200–1400 laipsnių temperatūroje. Dalį jų patalpino vandenilio dujų kameroje, o kitas, palyginimui, – helyje. Kaitinimas truko nuo 15 minučių iki trijų valandų. Vandenilio aplinkoje per kelias valandas beveik 80 procentų uolienose esančio geležies oksido virto metaline geležimi, o atsilaisvinęs deguonis susijungė su vandeniliu į vandens garus. Helio aplinkoje tokia reakcija nevyko. Ekstrapoliavus rezultatus apskaičiuota, kad krisdami pro pirmykštės Žemės atmosferą grumstai galėjo pagaminti šimtą kartų daugiau vandens, nei yra Žemės vandenynuose. Dar vienas netikėtas atradimas yra tai, kad susidariusi metalinė geležis stipriai sąveikauja su fosforu ir ištraukia jį iš silikatų. Geležis nusėdo į Žemės branduolį, taigi ši sąveika paaiškina, kodėl Žemės mantijoje fosforo mažiau nei Marso, o ir geležies, lyginant su magniu, nedaug. Taigi geležies oksido redukcija atmosferoje galėjo būti vidinis Žemės vandens šaltinis, nereikalaujantis jo atgabenti iš išorės. Tas pats procesas turėtų veikti ir kitose Žemės dydžio planetose, susiformavusiose iš grumstų, tad nemažai jų galėjo prikaupti ištisus vandenynus. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Geoscience.

***

Mėnulio fazes pažįstame visi. O ar žinojote, kad fazes turi ir Venera? Kai ji yra toliau nuo mūsų, nei Saulė, matome apšviestą planetos pusę, tad švyti beveik visas jos diskas. Kai ji praskrieja daugmaž tarp mūsų ir žvaigždės, matome tik mažą apšviestą brūkšnelį, kaip šioje nuotraukoje.

***

Pirmoji Rubin nykštukinė planeta. Už Neptūno orbitos aplink Saulę skrieja daugybė ledinių kūnų, vadinamų transneptūniniais objektais. Jų dydžiai, sandara ir orbitos padeda suprasti, kaip formavosi Saulės sistema ir kaip milžinės planetos migravo, išblaškydamos mažesnius kūnus. Tik nedaugelis jų yra pakankamai masyvūs, kad dėl savo gravitacijos susitrauktų į rutulį ir galėtų būti laikomi nykštukinėmis planetomis. Tarptautinė astronomų sąjunga oficialiai pripažįsta tik penkias: Cererą (Asteroidų žiede), Plutoną, Eridę, Haumėją ir Makemakę; žinoma ir dar kelios dešimtys kandidačių. Tokių kūnų turėtų būti daug daugiau – šimtai, gal ir tūkstančiai – tačiau atrasti tokius blausius ir palyginus lėtai dangumi judančius šviesulėlius labai sudėtinga. Visiškai naują išorinės Saulės sistemos vaizdą turėtų atverti Veros Rubin observatorija, kaip tik pritaikyta tokių objektų paieškai. Praeitą savaitę paskelbta apie pirmąją šiuo teleskopu aptiktą nykštukinę planetą. Objektas, laikinai pavadintas 2026 ED138, užfiksuotas spalio 13 dieną, peržūrint anksčiau šiais metais surinktus Rubin duomenis. Rubin observatorijos Saulės sistemos grupė observatorijos kataloguose rado dar 20 šio objekto atvaizdų, darytų nuo 2026 metų kovo, o kitų apžvalgų archyviniuose vaizduose jį pavyko atsekti net iki 2016 metų. Judėjimo duomenys, aprėpiantys dešimtmetį, leido gana tiksliai nustatyti jo orbitą. Šiuo metu objektas yra maždaug 46 astronominių vienetų atstumu nuo Saulės, šiek tiek toliau nei vidutinis Plutono atstumas nuo Saulės. Pagal atstumą, ryškį ir tikėtiną paviršiaus blizgumą įvertintas jo skersmuo gali būti nuo 600 iki 1500 kilometrų, greičiausiai apie 1000 kilometrų. Tokio dydžio lediniai kūnai paprastai būna apvalūs, tačiau tiksliam dydžiui ir nykštukinės planetos statusui patvirtinti reikės papildomų stebėjimų. Tai didžiausias transneptūninis objektas, aptiktas per pastaruosius 20 metų. Iki šiol jį pastebėti trukdė daugybė foninių žvaigždžių, nes 2026 ED138 matomas netoli Paukščių Tako plokštumos. Rubin observatorija dešimt metų nuolat fotografuos visą pietinį dangų, o jos algoritmai judančius objektus gali identifikuoti net ir tokiame tankiame fone, todėl tikimasi rasti ir daugiau panašių kūnų, kuriuos ankstesnės apžvalgos praleido. Observatorijos potencialą rodo ir tai, kad dar iki prasidedant oficialiai dešimtmečio apžvalgai, birželį observatorijos mokslininkų komanda paskelbė atradę daugiau nei 11 tūkstančių naujų asteroidų, tarp jų apie 380 transneptūninių objektų.

***

Smūginis egzoplanetų orbitų apvalėjimas. Karštieji jupiteriai yra dujinės milžinės, mase panašios į mūsų Jupiterį, tačiau besisukančios taip arti savo žvaigždžių, kad jų temperatūra gali viršyti 2000 kelvinų. Jų orbitos dažniausiai turi 3–5 parų periodus, o šiek tiek trumpesnio ar ilgesnio periodo orbitų – gerokai mažiau. Panašiai telkiasi ir mažesnės, tarp Neptūno ir Saturno masės dujų planetos. Tačiau šios planetos beveik niekada neturi trumpesnių nei trijų parų orbitų. Šis trūkumas vadinamas Neptūnų dykuma. Astronomai šiuo metu jau sutaria, kad tokios planetos gimė toli, bent už kelių astronominių vienetų (AU), o vėliau jų orbitos tapo pailgos ir leido priartėti prie žvaigždės. Kiekvieno artimo praskridimo metu žvaigždės potvyninės jėgos sužadina planetoje svyravimus; svyravimų energija ateina iš orbitinės energijos, todėl orbita traukiasi ir apvalėja. Tačiau bendra svyravimų energija milžiniška; jei ji išsisklaidytų kaip šiluma, to pakaktų nupūsti didžiąją jos masės dalį. Taigi lieka neaišku, kur ši energija dingsta. Naujame tyrime astronomai pateikė atsakymą: svyravimų sukeltos smūginės bangos lemia atmosferos likimą. Hidrodinaminiai modeliai parodė, kad artimų praskridimų metu planetoje sužadinamos paviršiumi sklindančios visos planetos masto bangos. Retuose išoriniuose atmosferos sluoksniuose jos ima judėti greičiau už garsą ir virsta smūginėmis bangomis, kurios bangų energiją greitai paverčia šiluma. Tolesnę planetos ir jos orbitos raidą per daugybę praskridimų tyrėjai sekė supaprastintu modeliu. Paaiškėjo, kad viskas priklauso nuo to, kaip giliai smūginės bangos prasiskverbia. Kai jos seklios, atmosfera efektyviai atvėsta spinduliuodama, planeta išsaugo dujas, o jos orbita apvalėja ir sustoja pasiekusi periodą kaip tik iš stebimo 3–5 parų intervalo. Kai smūginės bangos gilios, jos sukelia dujų tėkmę, kuri nutraukia planetos dujų apvalkalą ir palieka tik tankų branduolį. Svarbu ir tai, kaip greitai orbita ištempiama į pailgą. Jei lėtai, apvalėjimas dėl potvynių prasideda santykinai anksčiau ir planeta neįkaista tiek daug, kad atmosfera pradėtų reikšmingai garuoti. Jei tempiama greitai, planeta priartėja per arti žvaigždės ir kiekvieno praskridimo metu netenka dujų. Taip paaiškinama Neptūnų dykuma: jos riba sutampa su atstumu, kurį pasiekusios planetos ima sparčiai prarasti atmosferą, o kartkartėmis joje randamos planetos yra neįprastai tankios. Masyvesni karštieji Jupiteriai gravitaciškai stipriau išlaiko dujas, todėl tokios dykumos jiems nėra. Modelis pateikia ir patikrinamų prognozių: dykumoje esančių planetų orbitos turėtų būti stipriai pasvirusios žvaigždės sukimosi ašies atžvilgiu, o pats apvalkalo nupūtimas turėtų sukelti ryškius žybsnius, kuriuos gal pavyks pastebėti gana jaunose žvaigždžių sistemose. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal.

***

Smūgiai padeda planetoms išlaikyti atmosferą. Žemės dydžio ir didesnės uolinės planetos, kaip manoma, susiformuoja per susidūrimus tarp mažesnių planetinių kūnų. Vėlyvose formavimosi stadijose jos, tikėtina, patiria vieną ar kelis milžiniškus smūgius, kurie išlydo planetos plutą ir mantiją. Kai kurie smūgiai nutinka jau išsisklaidžius protoplanetiniam diskui. Ilgą laiką manyta, kad smūgių metu įkaitusi planeta greičiausiai praranda pirminę, vandeniliu turtingą atmosferą. Tačiau smūgis ne tik įkaitina planetą, bet ir padidina jos masę, o kartu ir gravitaciją, kuri laiko atmosferą. Kuris iš šių efektų svarbesnis, iki šiol buvo neaišku. Su tuo susijęs ir kitas egzoplanetų mokslo galvosūkis: kodėl gamtoje taip gausu dviejų tipų planetų – šiek tiek už Žemę didesnių superžemių be pirminės atmosferos ir dar didesnių subneptūnų, kurie tokią atmosferą turi. Dabar mokslininkai parodė, kad milžiniški smūgiai dažniau padeda atmosferą išlaikyti, ir kartu paaiškino tikėtinus superžemių bei subneptūnų skirtumus. Tyrimo autoriai skaitmeniškai sumodeliavo uolinių planetų raidą po didžiausio susidūrimo, kurį jos patyrė jau išnykus diskui, vienu metu įskaitydami ir gravitacinio ryšio energijos padidėjimą, ir mantijos įkaitimą. Gravitacinio ryšio energiją sustiprina visa prisijungusi masė, o štai mantiją kaitina tik dalis smūgio energijos. Daug energijos sunaudojama mantijos lydymui, o atsitrenkusio kūno metalinis branduolys, grimztantis į gelmes, mantijai perduoda mažai šilumos ir lieka įkaitęs giliai planetos viduje. Todėl gravitacinio ryšio energija padidėja labiau nei mantijos šiluminė energija, ir planeta po smūgio kaip tik geriau išlaiko atmosferą. Taigi galima daryti išvadą, kad didesni, atmosferą turintys subneptūnai dažniausiai susiformuoja per susidūrimus. Mažesnės planetos, nepatyrusios tokių smūgių, ilgainiui praranda pirmines atmosferas veikiamos žvaigždės spinduliuotės ir tampa superžemėmis. Modelis pateikia ir patikrinamą prognozę: subneptūnų uoliniai branduoliai vidutiniškai turėtų būti masyvesni nei superžemių. Autorių teigimu, tai apverčia dešimtmečius vyravusį požiūrį, kad milžiniški smūgiai beveik visada nupučia atmosferą, ir rodo, kad jie gali būti svarbi subneptūnų formavimosi eigos grandis. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Astronomy.

***

Silikatų debesys lavos planetoje. Ultratrumpų periodų uolinės planetos sukasi taip arti savo žvaigždžių, kad jų paviršius virsta lavos okeanu, o intensyvi spinduliuotė turėtų išgarinti ir nupūsti bet kokią atmosferą. Todėl astronomus labai nustebino neseniai aptikti požymiai, kad ultratrumpo periodo planeta TOI-561 b atmosferą visgi turi. Ši išvada rėmėsi planetos vidutinio tankio vertinimu ir dieninės pusės spinduliuotės matavimu, padarytu planetai pasislepiant už žvaigždės. Dieninė pusė pasirodė gerokai vėsesnė, nei turėtų būti, jei planetos paviršius būtų tiesiog plika uoliena. Skirtumą paaiškinti galima tuo, kad trūkstama šiluma nunešama į naktinę pusę arba atspindima dar prieš planetai ją sugeriant. Abu paaiškinimai remiasi atmosferos egzistavimu, tačiau patikslinti šią išvadą bei atskirti šias dvi galimybes galima tik stebint visą planetos orbitą. Dabar astronomai tai padarė James Webb teleskopu. Jie nepertraukiamai stebėjo planetą 37 valandas, per kurias ji beveik keturis kartus apskriejo žvaigždę, ir 3–5 mikrometrų ruože išmatavo, kaip keičiasi jos spinduliuotė priklausomai nuo padėties orbitoje. Ilga stebėjimų trukmė leido įvertinti ir žvaigždės paviršiaus granuliacijos sukeliamus ryškio svyravimus, o tai, savo ruožtu, leido patikimiau apskaičiuoti planetos dieninės pusės spektrą. Paaiškėjo, kad naktinė pusė nėra tokia šilta, kokia būtų gaudama visą dieninėje pusėje nerandamą šilumą. Vadinasi, planeta atspindi didelę dalį krentančios spinduliuotės – net apie tris ketvirtadalius, panašiai kaip Venera. Pasitelkę skaitmeninius atmosferos judėjimo modelius tyrėjai nustatė, kad tokį atspindį gali sukurti silikatinių mineralų – silicio dioksido ir magnio silikato, tos pačios junginių šeimos kaip kvarcas ir smėlis – debesys. Jie turėtų formuotis dieninėje pusėje netoli dienos ir nakties ribos ir veikti kaip skėtis nuo saulės, padedantis planetai išlikti vėsesnei ir išlaikyti atmosferą. Taigi TOI-561 b iš tiesų turi globalią, gerai atspindinčią atmosferą. Kad ji išliktų, ją greičiausiai nuolat papildo dujos, išsiskiriančios iš lavos okeano, kuris veikia tarsi visą planetą apimantis ugnikalnis. Iš ko sudaryta ši atmosfera, dar neaišku: tai gali būti tanki anglies dioksido danga, kaip daug karštesnėje Veneroje, arba sieros dioksido turtinga atmosfera, primenanti vulkaninį Jupiterio palydovą Ijo. Atsakymą turėtų duoti stebėjimai didesnio ilgio bangų ruože. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astronomical Journal.

***

Magnetiniai laukai susijungusiose žvaigždėse. Visos žvaigždės turi magnetinius laukus, tačiau juos suprantame taip menkai, kad žvaigždžių evoliucijos modeliuose įskaitome tik labai supaprastintai. Tai riboja ir modelių tikslumą, nuo kurio priklauso, pavyzdžiui, žvaigždžių amžiaus nustatymas ar tikėtino aktyvumo vertinimai. Pažvelgti į žvaigždžių vidų tiesiogiai neįmanoma, bet galima matuoti mažyčius jų ryškio svyravimus, kuriuos sukelia žvaigždės virpesiai. Šis metodas vadinamas astroseismologija. Ypač vertingi raudonųjų milžinių – gyvenimą baigiančių į Saulę panašių žvaigždžių – virpesiai, vadinami mišriąja dipoline moda; šios bangos sklinda nuo paviršiaus iki pat žvaigždės centro ir atgal, priešingai nei Saulėje ar kitose milžinės būsenos nepasiekusiose žvaigždėse, kur virpesiai yra įkalinti arba išoriniame, arba vidiniame sluoksniuose. Kai kuriose žvaigždėse šie virpesiai beveik nematomi; manoma, kad juos slopina stiprūs magnetiniai laukai prie branduolio. Tačiau dalyje žvaigždžių slopinimui reikėtų tokių stiprių laukų, kad neaišku, kaip jie galėjo susidaryti. Naujame darbe siūlomas paaiškinimas: šios žvaigždės galėjo praryti kompanionę, todėl jų struktūra yra kitokia, o magnetinio lauko poveikis virpesiams – stipresnis. Žinoma, kad raudonoji milžinė, susiliejusi su kita žvaigžde arba nusiurbusi jos medžiagą, gali turėti kitokios sandaros branduolį nei tokios pat masės pavienė žvaigždė. Tyrėjai pritaikė šias žinias, pasitelkė skaitmeninį žvaigždžių evoliucijos kodą MESA, ir suskaičiavo 1,1–2 Saulės masių žvaigždžių evoliuciją raudonosios milžinės stadijos metu. Dalyje modelių buvo įtrauktas masės prieaugis šios stadijos pradžioje, kituose žvaigždės masė nekito. Taip mokslininkai galėjo nustatyti, kaip žvaigždės istorija pakeičia jos virpesių ir magnetinio lauko sąveiką. Paaiškėjo, kad masyvesnės nei maždaug 1,6 Saulės masės žvaigždės, kurios kadaise priaugo masės, yra kelis kartus jautresnės magnetiniam laukui nei pavienės tokios pačios masės žvaigždės. Be to, jose dipoliniams virpesiams nuslopinti pakanka gerokai silpnesnio lauko. Taigi jei žvaigždė kadaise prarijo kitą, jos vidinis magnetinis laukas gali būti kur kas silpnesnis, nei rodo įprasti astroseismologiniai vertinimai. Tyrėjų teigimu, masyviausios žvaigždės su nuslopintais virpesiais greičiausiai yra susiliejimų produktai. Taigi norint patikimai įvertinti magnetinius laukus žvaigždžių viduje, būtina atsižvelgti ir į jų gyvenimo istoriją. Tyrimo rezultatai publikuojami Astronomy & Astrophysics.

***

Betelgeizės palydovė drumsčia jos atmosferą. Betelgeizė yra viena ryškiausių nakties dangaus žvaigždžių – ir tiesiogine, ir perkeltine prasme. Ši raudonoji supermilžinė, Oriono žvaigždyno petys, ypač išgarsėjo 2019 metų pabaigoje ir 2020 metų pradžioje, kai jos ryškis nukrito labiausiai per daugiau nei šimtmetį trunkančius stebėjimus. Šį Didįjį pritemimą sukėlė žvaigždės išmesta medžiaga, kuri atvėso ir suformavo neskaidrų dulkių debesį. Dar prieš jį radijo stebėjimai rodė, kad žvaigždės išorinė atmosfera neįprastai atvėso, galbūt dėl gelmėse kilusios smūginės bangos. Neskaitant šio pritemimo, Betelgeizės ryškis kinta maždaug 2100 parų ciklu, o 2024 metais jam paaiškinti pasiūlyta hipotezė, kad žvaigždę veikia artima palydovė. Vėliau jos egzistavimą parėmė tiesioginiai vaizdai ir spektriniai matavimai; palydovė pavadinta Siwarha (arabiškai tai reiškia apyrankę). Ji skrieja vos už maždaug 2,3 Betelgeizės spindulių, tai yra tiesiai per išsiplėtusią supermilžinės atmosferą. Dabar astronomai rado šios palydovės paliekamų pėdsakų Betelgeizės atmosferoje. Tyrėjai radijo teleskopu VLA ir submilimetrinių ALMA stebėjo žvaigždę 2021-2026 metais, apimdami septynis dažnius nuo 22 iki 485 gigahercų. Skirtingo dažnio radijo bangos sklinda iš skirtingų gylių, todėl šie stebėjimai leido sudaryti atmosferos vaizdą sluoksnis po sluoksnio, nuo pat matomo paviršiaus iki kelių žvaigždės spindulių. Pirmiausia paaiškėjo, kad atmosfera po Didžiojo pritemimo atsigavo: didžiausiais atstumais nuo centro temperatūra per penkerius metus pakilo, o ties maždaug 2,7 žvaigždės spindulio siekia apie 3500 kelvinų. Artėjant prie paviršiaus temperatūra krinta iki maždaug 2200 kelvinų ties 1,2 spindulio. Tai patvirtina ankstesnius įtarimus, kad tarp fotosferos ir chromosferos yra vėsesnis sluoksnis, sutampantis su molekulinių dujų apvalkalu. Visais dažniais išmatuota temperatūra žemesnė, nei gaunama iš ultravioletinių matavimų; tai rodo, kad karštoje ultravioletą skleidžiančioje chromosferoje tebėra ir vėsios plazmos. Įdomiausias radinys susijęs su palydove. Ji pati per blausi, kad būtų matoma radijo bangų ruože, tačiau radijo vaizduose Betelgeizės atmosferos forma kinta kartu su jos orbita. Kai palydovė yra didžiausiu regimuoju atstumu nuo žvaigždės, atmosfera labiau ištįsta, o kai ji praeina prieš žvaigždę ar už jos, atmosfera tampa apvalesnė. Tai dera su prielaida, kad palydovė trikdo supermilžinės atmosferą, palikdama joje savotišką vagą. Norint tai patvirtinti, reikės stebėjimų per visą palydovės orbitą ir daugiau dažnių. Tokie tyrimai padės suprasti, kaip raudonosios supermilžinės paskutinėse gyvenimo stadijose netenka medžiagos ir kaip šį procesą veikia artima palydovė. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astronomical Journal.

***

Galaktikos diskas augo nuo viršaus. Paukščių Tako diskas susideda iš dviejų dalių. Plonajame diske sukasi jaunos ir vidutinio amžiaus žvaigždės, tarp jų ir Saulė, jame matomos spiralinės vijos, čia randama didžioji dalis dujų bei dulkių, todėl čia vyksta beveik visa žvaigždėdara. Storasis diskas yra išsipūtęs ir retesnis, jį sudaro senos, sunkiųjų elementų stokojančios žvaigždės, o naujų beveik nesiformuoja. Kaip susidarė šios dvi dalys, iki šiol nebuvo aišku. Pagal vieną scenarijų, visos žvaigždės gimė plonajame diske, o laikui bėgant dalį jų įvairios perturbacijos išblaškė toliau nuo disko plokštumos. Pagal kitą, diskas formavosi „aukštyn kojomis“: iš pradžių dujos buvo turbulentiškos ir sudarė storą sluoksnį, o vėliau nurimo ir susitraukė, tad kiekviena nauja žvaigždžių karta gimdavo vis plonesniame diske. Atskirti šiuos scenarijus trukdė tai, kad nebuvo pakankamai tiksliai nustatytas didelių žvaigždžių imčių amžius; ypač ši problema opi senoms žvaigždėms, kurių savybės keičiasi ne taip greitai, kaip jaunų. Naujame tyrime pristatoma kaip niekad detali žvaigždžių amžiaus analizė ir diskų formavimosi problemos sprendimas. Tyrimo autoriai paėmė Gaia teleskopo duomenis apie žvaigždes Saulės apylinkėse ir priderino jiems spalvos ir ryškio diagramas. Taip jie išskyrė beveik vienodo amžiaus ir metalingumo – sunkesnių už helį elementų gausos – žvaigždžių grupes. Jų amžius nustatytas geresniu nei 5% tikslumu – net seniausioms žvaigždėms tai yra mažiau nei pusė milijardo metų. Tada jie išmatavo, kaip toli nuo disko plokštumos išsidėsčiusios kiekvienos grupės žvaigždės. Paaiškėjo, kad kuo jaunesnės žvaigždės, tuo labiau jos susispietusios prie plokštumos. Tai buvo žinoma ir seniau. Esminė naujovė – nustatyta, kad maždaug prieš 10,85 milijardo metų šis kitimas staiga sulėtėjo. Prieš tai diskas plonėjo itin sparčiai: per du milijardus metų jo tipinis aukštis sumažėjo nuo daugiau nei 1260 iki maždaug 500 parsekų (palyginimui Saulę nuo Galaktikos centro skiria apie 8000 parsekų). Tolesnis plonėjimas buvo labai laipsniškas: jauniausių žvaigždžių tipinis aukštis siekia apie 100 parsekų. Toks spartus ankstyvas nusėdimas rodo, kad storasis diskas susiformavo „aukštyn kojomis“ per pradinę, itin turbulentišką epochą: senosios žvaigždės nebuvo išblaškytos tolyn nuo disko vidurio plokštumos, o jau gimė turėdamos didelį greitį vertikalia kryptimi. Vėliau prasidėjo ramesnis laikotarpis, kai dujos palaipsniui nusėdo ir susiformavo plonasis diskas. Tyrėjų teigimu, tai pirmasis aiškus stebėjimais paremtas įrodymas, leidžiantis pasirinkti vieną iš dviejų modelių ankstyvajai mūsų Galaktikos istorijai. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal Letters.

***

Dažni žvaigždžių susidūrimai jaunoje Visatoje. Saulės apylinkėse žvaigždės beveik niekada nesusiduria: erdvė milžiniška, o atstumai tarp žvaigždžių – didžiuliai, lyginant su jų pačių dydžiais. Tačiau tiek stebėjimai, tiek kosmologiniai skaitmeniniai modeliai rodo, kad ankstyvojoje Visatoje buvo daugybė itin kompaktiškų, tankių žvaigždžių sistemų, kuriose artimi susitikimai ir net susidūrimai galėjo būti įprasti. Tai gali būti svarbu sprendžiant vieną didžiausių šiuolaikinės astrofizikos mįslių: kaip atsirado supermasyvios juodosios skylės. Su ja susiję ir vadinamieji mažieji raudonieji taškeliai – itin kompaktiški ankstyvosios Visatos objektai, kuriuose, kaip manoma, sparčiai auga juodosios skylės. Naujame tyrime astrofizikai susieja tokias tankias sistemas su jų kosmologine aplinka ir stebimais susidūrimų požymiais. Tai analitinis modelis, kuris aprašo žvaigždžių dinamiką skirtingais atstumais nuo sistemos centro, tiek be centrinės juodosios skylės, tiek su vidutinės masės ar supermasyvia juodąja skyle. Pradines sąlygas tyrėjai paėmė iš aukštos skyros kosmologinių hidrodinaminių modelių, o modelio prognozes taip pat patikrino skaitmeniškai ir gavo gerą sutapimą. Paaiškėjo, kad daugelyje vietų jaunoje Visatoje žvaigždžių susidūrimai buvo dažni. Lėti susidūrimai baigiasi žvaigždžių susiliejimu; pasikartojanti jų grandinė gali sukurti itin masyvią žvaigždę, kurios masė prilygtų viso spiečiaus masei. Santykinai trumpo gyvenimo pabaigoje tokia žvaigždė greičiausiai subliukštų į masyvią juodąją skylę, kuri galėtų tapti supermasyvios juodosios skylės užuomazga. Kai centre jau yra juodoji skylė, jos gravitacija pagreitina aplinkines žvaigždes, todėl jų susidūrimai tampa destruktyvūs. Iš byrančių žvaigždžių išsiveržusi medžiaga greitai sukuria itin tankų dujų apvalkalą aplink juodąją skylę, kuris išvaizda ganėtinai panašus į mažuosius raudonuosius taškelius. Tokia sistema, kai juodąją skylę gaubia tankus žvaigždžių spiečius, primena mūsų Galaktikos centrą, kur žvaigždžių susidūrimai taip pat dažni. Taigi tankūs ankstyvieji spiečiai galėjo būti natūrali masyvių juodųjų skylių užuomazgų gimimo vieta, o vėliau ten buvo ir žvaigždžių, ir dujų tolesniam skylių augimui. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Spiečių sukimasis matomas foninėje spinduliuotėje. Kosminė mikrobangų foninė spinduliuotė yra silpnas švytėjimas, likęs nuo laikų, kai Visatai buvo apie 380 tūkstančių metų, gerokai anksčiau nei atsirado pirmosios žvaigždės ir galaktikos. Jos intensyvumas ir spektras visomis kryptimis beveik vienodi, tačiau net ir mažytės fliuktuacijos daug pasako apie Visatos amžių ir sudėtį. Be to, keliaudama iki mūsų ši spinduliuotė įgyja ir vėlesnių laikų pėdsakų. Vienas jų yra kinematinis Siunjajevo-Zeldovičiaus (SZ) efektas. Kai reliktinės spinduliuotės fotonai skrieja pro galaktikų spiečių, jie susiduria su karštos tarpgalaktinės medžiagos elektronais. Jei dujos juda link mūsų, sąveikos paveikta spinduliuotė atrodo truputį šiltesnė, o jei tolsta – truputį vėsesnė. Taigi besisukantis spiečius, kurio sukimosi ašis statmena stebėjimo krypčiai, vienoje pusėje turėtų atrodyti šiltesnis, o kitoje šaltesnis. Tačiau šis signalas toks silpnas, kad viename spiečiuje jo neįmanoma pamatyti, tad iki šiol astronomams pavyko gauti tik netvirtų užuominų apie jo egzistavimą. Dabar mokslininkai pateikė pirmą patikimą sukimosi-kinematinio SZ efekto įrodymą. Tyrėjai atrinko 25 masyvius, palyginti artimus galaktikų spiečius su daugiau nei 50 galaktikų kiekviename, kuriuose matyti vidinio judėjimo – sukimosi ar susiliejimo – ženklų. Naudodami milžiniškos Sloan dangaus apžvalgos duomenis jie įvertino galaktikų greičius ir nustatė kiekvieno spiečiaus sukimosi ašį. Tada iš Planck palydovo foninės spinduliuotės dangalapių iškirpo sritis aplink kiekvieną spiečių, pasuko jas taip, kad ašys sutaptų, ir suvidurkino. Siekdami padidinti signalo jautrumą, pritaikė kelis naujus metodus: optimaliai parinko kiekvieno spiečiaus statistinį svorį, ir pridėjo informaciją apie foninės spinduliuotės poliarizaciją. Suvidurkintame dangalapyje išryškėjo numatytas dipolinis signalas: viena spiečių pusė šiltesnė, kita vėsesnė, kaip ir galima prognozuoti pagal spiečių sukimosi kryptį. Tikimybė, kad matoma asimetrija yra atsitiktinė fliuktuacija, tesiekia 0,02%. Signalo stiprumas ir forma kokybiškai atitinka šiuolaikinių hidrodinaminių modelių prognozes. Rezultatas atveria naują būdą tirti galaktikų spiečių dinamiką pasitelkiant foninę spinduliuotę. Ateityje, turint naujesnius ir detalesnius duomenis apie galaktikų judėjimą bei foninę spinduliuotę, turėtų pavykti atskirti tvarkingą spiečių sukimąsi nuo kitokio, pavyzdžiui, susiliejimų sukelto, dujų judėjimo. Tyrimo rezultatai publikuojami Physical Review Letters, laisvai prieinamą versiją rasite arXiv.

***

Kas yra tamsioji materija? Iki šiol nežinome, tačiau idėjų netrūksta. Apie jas pasakoja Minute Physics:

***

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

Laiqualasse