Visokiausi dalykai Visatoje mėgsta būriuotis kartu su panašiais į save. Žvaigždės gimsta grupelėmis ar didžiuliais spiečiais; kai kurie jų vėliau išsisklaido, bet iki tol masyvios žvaigždės gali spėti pavogti vieną-kitą planetą iš mažesnių kaimynių. Galaktikos irgi telkiasi į grupes ir spiečius, kurios pradžioje būna labai audringos, sparčiai formuoja žvaigždes, o vėliau nurimsta. Praeitą savaitę vienoje audringoje grupėje netikėtai nerasta galaktikų susiliejimo požymių, nors centrinė galaktika pagal kai kuriuos požymius panaši į tokią, kuri ką tik patyrė susiliejimą. Kita grupė, tuo tarpu, yra labai brandi, nors matoma tolimoje Visatoje – panašu, kad bent kai kurios galaktikų grupės nurimdavo anksčiau, nei manyta. Kitose naujienose – Saulės vėjo magnetinių linkių kilmė, Saturno ašies posvyrio ir žiedų atsiradimo paaiškinimas bei pirmą kartą aptiktos dulkių sankaupos, kurias sušlavė augančios planetos gravitacija Lagranžo taškuose. Gero skaitymo!
***
Saulės magnetinio lauko linkių kilmė. Dar prieš pusę šimtmečio kosminiai zondai, tyrinėjantys Saulės vėją, pastebėjo, kad kartais Saulės magnetinio lauko kryptis staiga apsiverčia. Apsivertimai trunka po kelias valandas, paskui magnetinis laukas grįžta į pradinę būseną. Prieš ketverius metus darbą pradėjęs Parker Solar Probe (PSP) tokių apsivertimų aptiko labai daug; taip pat jo duomenys padėjo išsiaiškinti, kad jie nutinka, kai pro zondą praeina S forma sulinkusi magnetinio lauko linija. Dėl šios priežasties tokie reiškiniai pavadinti Saulės vėjo linkiais (angl. Solar wind switchbacks). O dabar pateiktas paaiškinimas, kaip jie nutinka. Šių metų kovą PSP, stebėdamas Saulės vainiką, užfiksavo linkyje judančias elektringas daleles. Tuo pat metu daryta Saulės nuotrauka parodė, jog linkį turinti magnetinio lauko linija greičiausiai prasideda aktyviame regione. Aktyviais regionais vadinamos Saulės paviršiaus zonos, kuriose formuojasi dėmės, o iš jų kartais veržiasi žybsniai ir vainikiniai Saulės išmetimai. Tačiau tuo metu, kai išsiveržimai nevyksta, aktyviuose regionuose magnetinis laukas užsidaro kilpose ir nepabėga nuo Saulės. Būtent tokia magnetinio lauko konfigūracija ir pasufleravo idėją, kaip atsiranda linkiai. Netoli aktyvaus regiono magnetinio lauko kilpos dažniausiai egzistuoja ir magnetinio lauko linijos, tolstančios nuo Saulės, kuriomis bėga Saulės vėjas. Tokia situacija nustatyta ir šiuo atveju – aplink aktyvų regioną iš visų pusių buvo vėją leidžiančių „palaidų“ magnetinio lauko linijų. Linijos nuolat šiek tiek juda Saulės paviršiuje. Jei kilpa ir vėjo srautas suartėja, gali įvykti jų persijungimas, kurio metu dalis kilpos magnetinio lauko susijungia su vėjo magnetiniu lauku. Tada atsiranda laisva, tačiau sulinkusi, magnetinio lauko linija, kuria vėjas gali pabėgti nuo Saulės tolyn. Linijos sulinkimas irgi ima tolti nuo Saulės ir sudaro linkį. Tokia linkių kilmės hipotezė iškelta jau seniau, bet naujieji stebėjimai yra geriausias jos teisingumo įrodymas. Tais pačiais stebėjimais nustatyta, kad sulinkusia linija Saulės vėjas juda lėčiau. Jau seniau žinoma, kad Saulės vėjo greitis kinta, išskiriamas „lėtasis“ ir „greitasis“ komponentai. Panšu, kad jų egzistavimas irgi glaudžiai siejasi su linkiais bei aktyviais regionais. Šis atradimas, kaip ir daugelis kitų Saulės tyrimų, leis pagerinti kosminių orų prognozes. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal Letters.
***
Organiniai junginiai Marso mėginiuose. Viena iš Perseverance marsaeigio užduočių yra surinkti mėginių, kurie ateityje bus pargabenti į Žemę laboratoriniams tyrimams. Liepos-rugpjūčio mėnesiais paimti keturi nauji mėginiai; iš viso jų surinkta jau 12. Naujieji mėginiai paimti iš nuosėdinių uolienų, o pirminė analizė rodo, kad juose yra labai daug organinių junginių. Organiniai junginiai išsidėstę tose uolienų vietose, kur daug sulfatų. Sulfatai stipriai sąveikauja su vandeniu, taigi jų analizė gali parodyti, kaip uolienas veikė vanduo tiek joms formuojantis, tiek ir vėliau. Tai nėra pirmas kartas, kai Marse aptikta organinių junginių – jų rado ir Curiosity 2013 metais, ir tas pats Perseverance pernai. Bet naujieji mėginiai yra uolienos, kuriose Žemėje geriausiai išsilaiko fosilijos. Taigi jei Marse kada ir buvo gyvybės, šie mėginiai gali būti geriausias tyrimų objektas, norint aptikti jos pėdsakus. Nuosėdinės uolienos, susidariusios upėms nešant medžiagą į krateryje tyvuliavusį ežerą, kontrastuoja su kraterio dugne aptiktomis vulkaninėmis uolienomis, iš kurių mėginiai paimti anksčiau. Visų mėginių analizė padės suprasti kraterio istoriją – nesvarbu, buvo ten gyvybės ar ne. Daugiau informacijos apie Perseverance surinktus mėginius rasite NASA tinklalapyje.
***
Vėjas keičia Marso paviršių. Žemės paviršius keičiasi daugiausiai dėl dviejų procesų: tektoninių plokščių judėjimo ir vandens apytakos rato. Tektoninės plokštės nuolat iškelia vienas uolienas ir paskandina kitas, o vanduo jas ardo tiek iš viršaus (lietus), tiek iš šonų ar apačios (paviršiniai bei gruntiniai vandenys). Uolienų judėjimas irgi sudaro ratą – uolienos formuojasi, yra palaidojamos po naujais sluoksniais, vėl iškyla į paviršių ir taip toliau. Ar kažkas panašaus vyksta Marse? Marsaeigių siunčiami duomenys jau seniai parodė, kad ten vyksta, ar vyko, bent dalis procesų – uolienų formavimasis ir sluoksnių augimas. O kaip su erozija? Ar ji vyksta dabar, be tektoninių plokščių ir vandens? Naujame tyrime pateikiami įrodymai, jog ji tikrai vyksta, palaikoma vėjo. Nors Marso atmosfera apie šimtą kartų retesnė, nei Žemės, per milijardus metų ir ji gali nuardyti uolienas. Atradimą mokslininkai padarė analizuodami Curiosity surinktus duomenis apie uolienų darinius Gale krateryje. Jie pastebėjo, jog penkių kilometrų ruože kraterio centre esančio Sharp kalno šlaite matomos sluoksniuotos uolienos paveiktos ilgalaikės erozijos. Uolienos yra nuosėdinės, kitaip tariant, susiformavo, kai krateryje plytėjo ežeras. Tačiau viršutiniai sluoksniai nėra lygūs – juose matyti įdubos ir įstrižas nurėžimas. Abi savybės rodo, kad tuos sluoksnius ardė erozija iš viršaus – vėjas, po truputį nupūtęs dalį uolienų. Tai nėra pats struktūros viršus – erozijos paveiktas uolienas dengia kiti sluoksniai, tačiau nebe nuosėdiniai, o eoliniai – sunešti to paties vėjo. Tyrimo autoriai šį vaizdą palygina su pelke, kurią uždengė dykuma. Tad bent jau pastaruosius kelis milijardus metų, kai planeta buvo sausa, Marso paviršių keitė vėjo valdoma erozija ir naujų uolienų supylimas. Uolienų sluoksnių analizė padės suprasti ir Gale kraterio bei viso Marso klimato istoriją. Tyrimo rezultatai publikuojami JGR Planets.
***
Saturną pasuko praeityje egzistavęs palydovas? Saturno sukimosi ašis į orbitos plokštumą pasvirusi 27,5 laipsnio – daugiau nei Žemės. Žemę į šoną greičiausiai pasuko Mėnulis, kurio masė, palyginus su planetos, neįprastai didelė. Saturnas tokio palydovo neturi, tad kas atsakingas už jo ašies posvyrį? Kai kurie mokslininkai galvoja, kad didžiausias palydovas Titanas, kiti – kad orbitinis rezonansas su Neptūnu, kurio orbitos periodas beveik tiksliai atitinka Saturno ašies precesijos periodą. Bet naujame tyrime mokslininkai iškelia kitokią hipotezę – jog Saturnas palyginus neseniai turėjo dar vieną masyvų palydovą. Hipotezę iškelti juos paskatino keli pastebėjimai. Pirmasis – Saturno inercijos momentas – fizikinis dydis, nurodantis, kaip sunku planetą įsukti ir kartu parodantis planetos masės pasiskirstymą – pasirodė esąs vos vos didesnis, nei manyta anksčiau, tad rezonansas su Neptūnu negali paaiškinti ašies posvyrio. Antrasis – didžiausias Saturno palydovas Titanas nuo planetos tolsta apie 11 centimetrų per metus, gerokai greičiau, nei rodo paprasti skaičiavimai. Trečiasis – Saturno žiedai greičiausiai yra maždaug 100 milijonų metų amžiaus. Visi trys atradimai padaryti nagrinėjant Cassini zondo duomenis per pastaruosius penketą metų. Naujojo tyrimo autoriai teigia, jog jų hipotezė kartu paaiškina tiek planetos ašies posvyrį, tiek žiedų egzistavimą. Pasak šio modelio, Saturnas praeityje turėjo dar vieną nemažą palydovą, dydžiu prilygstantį 700 km spindulio Japetui, trečiam didžiausiam šiandieniniam Saturno kaimynui. Daugiau nei keturis milijardus metų šis palydovas, pavadintas Lėliuke (angl. Chrysalis), skriejo aplink Saturną, o planeta buvo rezonanse su Neptūnu, tad jos orbitos posvyris vis augo. Bet prieš maždaug 100-200 milijonų metų Lėliukės orbita tapo nestabili, vis labiau ištempta, kol galiausiai palydovą suardė Saturno potvyninės jėgos. Didžioji palydovo liekanų dalis nukrito į planetą, o dalis suformavo žiedus, kuriuos matome iki šių dienų. Orbitos nestabilumas buvo sąveikos su Titanu pasekmė, o pats Titanas dėl šios sąveikos ėmė tolti nuo Saturno daug greičiau ir vis dar taip migruoja. Pasikeitęs Saturno inercijos momentas suardė rezonansą su Neptūnu, tačiau per 100 milijonų metų planeta nuo ankstesnės rezonanso konfigūracijos toli nenutolo. Šis modelis, kartu paaiškinantis ir Saturno žiedų egzistavimą, ir planetos ašies posvyrį, apskritai padeda geriau suprasti orbitinių sistemų evoliuciją. Jis gali būti naudingas ir nagrinėjant egzoplanetų sistemas. Tyrimo rezultatai publikuojami Science.
***
Gimstanti planeta šluoja dulkes. Planetos gimsta dulkių ir dujų diskuose prie jaunų žvaigždžių. Pastaraisiais dešimtmečiais padaryta tūkstančiai šio proceso nuotraukų skirtingose stadijose, atskleidžiantys formavimosi eigą. Visgi kai kurie etapai lieka neaiškūs. Vienas jų – pati planetos augimo pradžia, kai jos poveikis diskui dar labai menkas. Dabar besiformuojanti planeta aptikta pagal naują, anksčiau nematytą, požymį – dulkių sankaupas jos orbitoje 60 laipsnių kampu nuo pačios planetos. Žvaigždė LkCa 15 Tauro žvaigždėdaros regione yra labai jauna, ją supa nemažai tyrinėtas diskas. Diskas suskilęs į tris žiedus, iš kurių egzistavimo galima spręsti apie augančias planetas. Nauji detalūs stebėjimai atskleidė, kad viename iš žiedų esama dviejų sutankėjimų. Sutankėjimus skiria maždaug 120 laipsnių kampas. Toks atstumas – ne atsitiktinis. Kiekvienos planetos orbitoje aplink žvaigždę, 60 laipsnių į vieną ir kitą pusę nuo planetos, egzistuoja taškai, kuriuose lengvai kaupiasi dulkės ar dujos. Jie vadinami ketvirtuoju ir penktuoju Lagranžo taškais; juose planetos ir žvaigždės gravitacija palaiko dalelės orbitą labai stabilią. Saulės sistemoje Jupiterio orbitoje ten kaupiasi asteroidai, vaidinami Graikais ir Trojėnais; Žemės orbitos Lagranžo 4 ir 5 taškuose yra dulkių sankaupos. Taigi LkCa 15 sistemoje beveik neabejotinai auga planeta, kurios gravitacija skatina dulkes kauptis dviejuose taškuose. Pačios planetos tiesiogiai nematyti, tačiau įmanoma įvertinti jos masę. Labai didelė planeta suardytų visą disko žiedą ir taptų matoma, labai maža nesukurtų tokių didelių dulkių sankaupų. Tyrimo autorių teigimu, planetos masė yra tarp Neptūno ir Saturno masių, arba 20-100 kartų viršija Žemės masę. Planetos amžius greičiausiai siekia 1-3 milijonus metų; paprastai dujinės planetos išauga per kelis milijonus metų, taigi ši turėtų artėti prie augimo pabaigos. Šis tyrimas yra pirmas kartas, kai tokios dulkių sankaupos panaudotos įvertinti planetos egzistavimą ir savybes – anksčiau tiesiog neturėjome pakankamai detalių nuotraukų, kuriose tos sankaupos matytųsi. Ateityje detalios kitų protoplanetinių diskų nuotraukos turėtų parodyti daugiau panašių planetų egzistavimo požymių. Tai leis geriau suprasti, kur ir kokios formuojasi planetos. Remdamiesi šiais rezultatais, mokslininkai galės patobulinti tiek planetų formavimosi, tiek migracijos modelius. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal Letters.
***
Masyvios žvaigždės gali pavogti planetas. Planetos formuojasi iš dujų bei dulkių diskų aplink jaunas žvaigždes. Disko evoliucijai, taigi ir planetų formavimuisi, įtakos turi tokie reiškiniai, kaip žvaigždės spinduliuotė ar kaimyninių žvaigždžių gravitacija. Pavyzdžiui, keletą kartų už Saulę masyvesnių žvaigždžių spinduliuotė turėtų būti pakankamai energinga, kad išgarintų kone visas dujas iš disko. Taigi mokslininkai mano, jog prie tokių žvaigždžių susiformuoti gali nebent mažos uolinės planetos. Visgi pastaruoju metu bent prie dviejų tokių masyvių žvaigždžių aptiktos planetos, dydžiu nenusileidžiančios Jupiteriui. Dabar pasiūlytas jų kilmės paaiškinimas – planetos formavosi kitur ir buvo pagriebtos jau užaugusios. Tyrėjai sumodeliavo jauno žvaigždžių spiečiaus evoliuciją, įtraukdami skirtingos masės žvaigždes bei planetas, susiformavusias realistiškose orbitose. Taip pat modelyje buvo ir planetų-vienišių, t.y. tokių, kurios skrieja pačios sau, be žvaigždės. Paaiškėjo, kad kartais žvaigždės gali pagauti vienišas planetas arba netgi pagrobti planetas iš kaimynių. Efektyviausiai tą daro masyviausios žvaigždės. Vidutiniškai per 10 milijonų metų spiečiaus evoliucijos, kokia nors planeta pagaunama ar pavogiama vieną kartą. Aptiktos masyvios planetos nuo savo masyvių žvaigždžių nutolusios daugiau nei po 100 astronominių vienetų (1 AU yra vidutinis atstumas tarp Žemės ir Saulės). Toks planetų nuotolis leidžia spręsti, jog jos buvo prisijungtos iš tarpžvaigždinės erdvės, o ne pavogtos iš kaimynių. Bet kuriuo atveju, hipotezę reikės patikrinti ir patvirtinti. Tyrimo rezultatai arXiv.
***
Vienos supernovos istorija. Supernovų sprogimai yra vieni energingiausių reiškinių Visatoje. Žvaigždė per sekundes sudraskoma į gabalus, o ką tik ją sudariusi medžiaga paleidžiama tūkstančių kilometrų per sekundę ar didesniu greičiu. Plėsdamasi medžiaga suformuoja ūką, kuris tūkstančius metų žymi žvaigždės sprogimo vietą. Detalūs ūkų stebėjimai leidžia suprasti ne tik šiandienines supernovos liekanos savybes, bet ir vystymosi istoriją. Būtent tą mokslininkai padarė vienai supernovos liekanai Didžiajame Magelano debesyje. Kaimyninėje galaktikoje sprogusi supernova stebėta ne kartą, o šiam tyrimui mokslininkai pasitelkė archyvinius dešimties metų senumo duomenis ir 2020 metais atliktus naujus stebėjimus. Per dešimt metų ūkas išsiplėtė tiek, kad tapo įmanoma nustatyti medžiagos judėjimo greitį – paaiškėjo, kad jis labai nevienodas. Kai kuriose ūko vietose medžiaga juda daugiau nei 5000 km/s, o kitose – tik apie 1700 km/s greičiu. Prie regimųjų spindulių duomenų pridėję rentgeno ir infraraudonąsias nuotraukas, mokslininkai nustatė, kad lėčiausiai medžiaga juda ten, kur švyti ryškiausiai. Tokią antikoreliaciją paaiškinti nesudėtinga: ryškiausiai šviečia tankiausia medžiaga, o ji taip pat labiausiai priešinasi liekanos plitimui. Visgi šie stebėjimai yra aiškiausias tokios tendencijos įrodymas. Didžiausiu greičiu judanti medžiaga nešvyti rentgeno spindulių diapazone – tai reiškia, kad ji nesukuria smūginės bangos prieš save arba ta smūginė banga yra labai silpna. To ir galima tikėtis, jei tomis kryptimis medžiaga plinta į retą tarpžvaigždinę Didžiojo Magelano debesies terpę, o ne dujų debesyje, kuriame iki sprogimo buvo žvaigždė. Taip pat mokslininkai apskaičiavo liekanos amžių – maždaug 670 metų. Taigi žvaigždės sprogimo šviesa Žemę pasiekė maždaug tada, kai Lietuvą valdė Algirdas, o Prancūzijoje siautė Šimtametis karas. Tiesa, supernova plika akimi buvo matoma tik pietų pusrutulyje, kur matomas ir Didysis Magelano debesis, tad nežinia, ką apie ją galvojo vietiniai gyventojai. Tyrimo rezultatai arXiv.
***
Ši galaktikų pora atrodo tarsi būtų susiliejimo viduryje, bet geriau įsižiūrėję pastebėsime keistenybių. Pavyzdžiui, abi galaktikos labai tvarkingos. Taip yra todėl, kad iš tiesų jos nesijungia. Ir netgi visai nėra arti viena kitos. Taip tik atrodo žiūrint iš Žemės, nes galaktikos ir Žemė išsidėsčiusios vienoje linijoje. Ši netikėta pora atrasta piliečių mokslo projekto Galaxy Zoo metu, o ši nuotrauka padaryta Hubble teleskopu specialaus projekto, skirto Galaxy Zoo keistenybių detalesniems tyrimams, metu.
***
Keisti retų galaktikų halai. Kai kurios galaktikos vadinamos ypatingai pasklidusiomis (angl. Ultra-Diffuse Galaxies, UDGs). Pagrindinis jų požymis, kuriuo ir remiasi klasifikacija – ypatingai mažas šviesis, atsižvelgiant į dydį. Detalesni tyrimai rodo, kad jos turi labai mažai žvaigždžių, bet palyginus daug dujų, be to, jų dujos ir žvaigždės aplink galaktikos centrą sukasi gana lėtai. Dabar paaiškėjo, kad ir jų tamsiosios materijos halai yra labai neįprasti, lyginant su kitomis galaktikomis. Tiksliai išmatavę žvaigždžių ir dujų judėjimo greičius skirtingais atstumais nuo galaktikos centro, mokslininkai apskaičiavo septynių UDG tamsiosios materijos halų formas. Visi jie pasirodė esą labai plačiai pasklidę, priešingai nei daugumos kitų galaktikų. Halo koncentracija – parametras, nurodantis kaip stipriai tamsioji materija susitelkusi centrinėje halo dalyje – UDG yra apie keturis kartus mažesnis. Sprendžiant pagal kitų galaktikų halų koncentracijos skirstinį, tokie pasklidę halai turėtų pasitaikyti ne dažniau nei vienoje iš 3,5 milijono galaktikų. Skaitmeniniuose modeliuose, kuriuose sekama Visatos struktūrų evoliucija beveik nuo Didžiojo sprogimo iki šių dienų, irgi pasitaiko panašių galaktikų – tiesą sakant, netgi daugiau, nei tyrimo autoriai tikėjosi ekstrapoliuodami įprastų galaktikų halų formas. Šie ypatingai pasklidę halai susiformuoja vėliau, nei didesnių galaktikų, ir sukasi greičiau, nei kompaktiškesni. Taip pat jie dažniausiai yra gana mažos masės. Pastarosios dvi savybės nedera su stebėjimais – UDG, kaip minėta, sukasi lėtai, o jų masės panašios kaip ir daug šviesesnių galaktikų. Taigi kol kas neaišku, kaip šios galaktikos iš tiesų formuojasi. Gali būti, kad joms paaiškinti reikės reikšmingai patobulinti dabartinius galaktikų formavimosi modelius. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal.
***
Labai ryški galaktika tankioje aplinkoje. Kaip atsiranda kvazarai – ryškiausi aktyvūs galaktikų branduoliai? Kaip ir kitiems branduoliams, jiems reikia dujų, kurios maitintų centrinę galaktikos juodąją skylę. Standartinis modelis teigia, jog dujos į galaktikos centrą nukrenta susiliejimo su kita panašia galaktika metu, o prieš tai galaktika praeina etapą, kurio metu formuoja labai daug žvaigždžių, paslėptų po storais dulkių sluoksniais. Tokios galaktikos vadinamos karštomis dulkių slepiamomis galaktikomis, arba hot-dogais (angl. Hot Dust-Obscured Galaxies). Norėdami geriau suprasti perėjimą iš ramios galaktikos į hot-dogą ir iš pastarojo į kvazarą, mokslininkai atliko detalius tolimo hot-dogo stebėjimus ir rado šį tą netikėto. Galaktikos W0410-0913 šviesa iki mūsų keliauja apie 12 milijardų metų. Stebėdami ją ir artimiausią jos aplinką, astronomai aptiko 24 galaktikas palyginus arti jos, 400 kiloparsekų ir mažesniu nuotoliu. Tai dešimteriopai didesnė galaktikų koncentracija, nei vidutiniškai Visatoje. Iš kitos pusės, nei viena šių galaktikų nesijungia su W0410-0913, o pastarosios dujos – kurių yra labai daug – juda tvarkingai ratu aplink centrą. Kitaip tariant, nors galaktika yra tankioje aplinkoje, kaip ir tikimasi hot-dogų atveju, jos aktyvumą sukelia ne susiliejimai. O aktyvi ji tikrai yra – žvaigždžių spėjo suformuoti dešimt kartų daugiau, nei šiuo metu yra Paukščių Take, nors nuo Didžiojo sprogimo tada buvo praėję mažiau nei du milijardai metų. Greičiausiai galaktiką pamaitino susiliejimai su labai mažomis kaimyninėmis galaktikomis ir tarpgalaktinių dujų srautai, kurių ankstyvoje Visatoje buvo daug daugiau, nei dabar. Šis atradimas padės geriau suprasti, kaip vystosi masyviausios, ekstremalios galaktikos ir kaip jos pakeičia visos Visatos sandarą. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Communications.
***
Galaktikų grupė jaunoje Visatoje. Įvairaus dydžio struktūros Visatoje būriuojasi hierarchiškai: žvaigždės telkiasi į galaktikas, galaktikos – į grupes ir spiečius (šie du terminai skiriasi tik dydžiu: grupėse yra iki maždaug 100 galaktikų, spiečiuose – daugiau), šie – į superspiečius ir kosminio voratinklio gijas. Kaip vyksta šie procesai, ir ypač kaip jie prasidėjo, iki galo nežinome. Pirmosios žvaigždės greičiausiai atsirado maždaug 100-180 milijonų metų po Didžiojo sprogimo, pirmosios galaktikos – dar pora šimtų milijonų metų vėliau. O kaip pirmosios grupės ir spiečiai? Naujas netikėtas atradimas padės tą suprasti. Testuojant naują programinę įrangą, skirtą tolimų galaktikų spiečių automatiniam aptikimui dangaus nuotraukose, mokslininkai netikėtai aptiko galaktikų grupę, kurios šviesa iki mūsų keliauja 12 milijardų metų. Kitaip tariant, grupę matome tokią, kokia ji buvo Visatai esant 1,7 milijardo metų amžiaus. Tai nėra pati tolimiausia žinoma galaktikų grupė ar spiečius, bet ši, pavadinta HPC1001, yra netikėtai brandi. Skaitmeniniai modeliai rodo, kad galaktikų grupės ir spiečiai iš pradžių labai sparčiai formuoja žvaigždes, o vėliau nurimsta. Taip nutinka todėl, kad jie yra pačios masyviausios struktūros Visatoje, todėl lengvai prisitraukia dujų srautus. Laikui bėgant, žvaigždžių ir aktyvių branduolių skleidžiama energija sustabdo dujų kritimą, o likusias įkaitina ir grupė ar spiečius prisipildo karštos tarpgalaktinės medžiagos. Bendra HPC1001 masė yra maždaug 10 trilijonų Saulės masių, apie dešimt kartų daugiau, nei Paukščių Tako. Tai gana tipiška masė galaktikų grupėms tuo metu Visatoje. Tikėtina, kad į grupę vis dar krenta dideli dujų srautai. Tačiau masyviausia grupės galaktika žvaigždes formuoja daug lėčiau, nei tipinė panašios masės galaktika tuometinėje Visatoje. Kitaip tariant, HPC1001 greičiausiai jau praėjo sparčios žvaigždėdaros fazę ir dabar rimsta, arba bręsta. Tai yra pati tolimiausia žinoma bręstanti galaktikų grupė. Jos analizė ir tolesnė panašių grupių paieška padės suprasti, kaip nutinka šis virsmas galaktikų grupių evoliucijoje. Taip pat šie duomenys leis patobulinti galaktikų formavimosi modelius, nes pridės papildomą apribojimą, kurį modeliai turės paaiškinti. Tyrimo rezultatai arXiv.
***
Nepaisant dešimtmečių bandymų, tamsiosios materijos tiesiogiai aptikti kol kas nepavyko. Kai kurie mokslininkai galvoja, kad proveržis įvyks vis detaliau nagrinėjant Higso bozoną – dalelę, kuri kitoms suteikia masę. Apie šią idėją pasakoja PBS Space Time:
***
Štai tokios naujienos iš praėjusios savaitės. Kaip įprastai, laukiu jūsų klausimų ir komentarų.
Laiqualasse
The post Kąsnelis Visatos DLV: Grupavimasis first appeared on Konstanta-42.