Kąsnelis Visatos CCLXXVII: Egzoplanetinėjimai

Iš praėjusios savaitės naujienų net trys yra susijusios su egzoplanetomis, o dar dvi – su žvaigždėmis. Tokia labai žvaigždiškai-planetiška savaitė gavosi. Taip pat yra ir šiek tiek Marso bei Titano, juodųjų skylių ir tamsiosios energijos, ir dar kitokių įdomybių. Kaip visada, skaitykite po kirpsniuku.

***

Blizganti Žemės atmosfera. Dar 1993 metais, pakeliui į Jupiterį, zondas Galileo nufotografavo Žemę iš dviejų milijonų kilometrų nuotolio. Keliose nuotraukose aptikti keisti žybsniai, kurių paaiškinimo tuo metu rasti nepavyko. Atrodė, kad jie matomi tik virš vandenynų, todėl mokslininkai galvojo, kad galbūt tai yra Saulės šviesos atspindžiai nuo ramių vandenyno dalių, pataikantys tiesiai į zondo kamerą. Visgi vėliau paaiškėjo, kad žybsniai matomi ir virš sausumos. Dabar, išanalizavus 2015 metais darbą pradėjusio zondo DSCOVR duomenis, žybsnių kilmė paaiškinta. DSCOVR stebi Žemę iš pusantro milijono kilometrų nuotolio ir irgi aptiko ne vieną žybsnį. Tikslesni ir Žemei stebėti pritaikyti zondo instrumentai leido nustatyti, kad žybsniai kyla ne nuo planetos paviršiaus, o nuo bent keleto kilometrų aukščio. Visi 866 aptikti virš sausumos įvykę žybsniai stebėti tokiose vietose, kur juos galėtų paaiškinti Saulės šviesos atspindys nuo horizontalaus paviršiaus. Tokia koreliacija patvirtina hipotezę, jog žybsniai kyla, kai Saulės šviesa atsispindi nuo horizontalių ledo kristalų aukštai Žemės atmosferoje. Paslaptis, atrodo, išaiškinta. Dabar šiuos žybsnius bus galima naudoti tyrinėjant viršutinių atmosferos sluoksnių savybes, o ateityje galbūt ir tyrinėjant egzoplanetų atmosferas. Tyrimo rezultatai publikuojami Geophysical Research Letters.

Tuo tarpu giliai po Žemės paviršiumi, atrodo, yra lavos lempa. Šį neįprastą šviestuvą primenanti struktūra greičiausiai egzistuoja ties Žemės branduolio ir mantijos riba ir gali paaiškinti magnetinių polių apsivertimus. Žemės mantija sudaryta iš gana minkštų ir karštų uolienų, o išorinė branduolio dalis - iš skystų uolienų bei geležies. Ties jų riba nuolatos vyksta šilumos mainai: branduolys po truputį vėsta, o mantija - šyla. Įšilę mantijos regionai kyla aukštyn, vėsta ir vėl leidžiasi žemyn; šis procesas sukelia ir tektoninių plokščių judėjimą. Jau seniai žinoma, kad priešingose Žemės pusėse, daugmaž po Afrika ir po Ramiuoju vandenynu, yra dvi zonos, kur branduolio medžiagoje Žemės drebėjimų sukeltos bangos juda lėčiau, nei kitur. Naujausi tyrimai atskleidė, kad medžiaga šiose zonose yra retesnė, nei aplinkinėje mantijoje ir branduolyje, ir po truputį kyla aukštyn. Gali būti, kad ji yra retesnė tiesiog todėl, kad yra karštesnė. Bet galimas ir kitas paaiškinimas - šios zonos gali turėti šiek tiek kitokią cheminę sudėtį. Tokiu atveju, kaip ir lavos lempoje, jos periodiškai kyla į viršų ir krenta žemyn. Iškilę seismines bangas stabdantys stulpai taip pat sujaukia ir magnetinio lauko linijas ir gali sudaryti sąlygas lauko poliams apsiversti, o kai tokių stulpų nėra, magnetinis laukas lieka stabilus. Toks modelis paaiškina, kodėl magnetinis laukas apsiverčia labai greitai lyginant su laikotarpiais, kai jis yra stabilus. Tyrimo rezultatai publikuojami Earth and Planetary Science Letters.

***

Asteroidiška Marso kilmė. Marsas nuo Žemės skiriasi ne tik mase ir atmosferos tankiu, bet ir cheminių elementų izotopų santykiais. Tai byloja, kad planetos formavosi gana skirtingomis sąlygomis. Dabar skaitmeniniais modeliais parodyta, kad Marsas greičiausiai formavosi maždaug ten, kur dabar yra Asteroidų žiedas, o vėliau atmigravo arčiau Saulės. Suskaičiavus daugybę galimų scenarijų, kaip formavosi uolinės Saulės sistemos planetos, nustatyta, kad maždaug vienu iš 50 atvejų Marsas susiformuoja Asteroidų žiede, ten praleidžia tik apie 5-10 milijonų metų ir tada iškeliauja artyn Saulės. Marso migraciją sukelia gravitacinės sąveikos su asteroidais; būdamas masyvesnis, Marsas yra linkęs prarasti kinetinę energiją kiekvienos sąveikos metu ir todėl artėja Saulės link, o asteroidai yra nusviedžiami Jupiterio link. Per 120 milijonų metų Marsas pasiekia dabartinę savo poziciją. Tuo metu protoplanetinis diskas ten jau praktiškai išnykęs, todėl Marsas toliau augti nebegali ir lieka devynis kartus mažesnės masės, nei Žemė. Tyrimo rezultatai publikuojami Earth and Planetary Science Letters.

Jaunystėje Marsas turėjo tankią atmosferą, netgi tankesnę, nei dabar Žemė. Tada jame lijo lietūs, kurie išvagojo paviršių kanalais ir upių vagomis. Lietaus savybių kitimas, keičiantis Marso atmosferai, gali paaiškinti skirtumus tarp įvairaus amžiaus geologinių planetos paviršiaus struktūrų. Esant aukštam atmosferos slėgiui, lietaus lašeliai Marse buvo mažyčiai, panašesni į rūką - jie negalėjo pragraužti paviršinių uolienų ir upių neformavo. Vėliau, atmosferos slėgiui krentant, lietaus lašai didėjo. Kai slėgis buvo 0,5-2 atmosferos, lietaus lašai pasiekė didžiausią dydį - apie 7 milimetrus, milimetru daugiau, nei tipiniai lietaus lašai Žemėje. Tokie lašai jau galėjo sukurti dar ir dabar matomus griovelius ir upių vagas. Tolesnis modelio tobulinimas leis geriau susieti Marso paviršiuje randamas struktūras su planetos atmosferos istorija. Tyrimo rezultatai publikuojami Icarus.

***

Jupiterio Mažoji raudonoji dėmė. ©Bjorn Jonsson/NASA/JPL-Caltech/SwRI/MSSS

Savaitės paveiksliukas – sūkurys Jupiterio paviršiuje, kurį dar vasarį nufotografavo zondas Juno. Neapdirbtą nuotrauką rasite čia. Ir originali, ir retušuota nuotraukos man primena kokį nors abstraktaus meno paveikslą, nutapytą akvarele. O jums?

***

Titanas primena Marsą. Saulės sistemoje yra trys žinomi kūnai, kuriuose matome paviršiumi tekančių skysčių paliktus pėdsakus: Žemė, Marsas ir Titanas. Marse vanduo tekėjo prieš milijardus metų, o Titano paviršiumi teka metanas ir etanas, bet tarpusavyje šie kūnai yra panašesni vienas į kitą, nei į Žemę. Esminis skirtumas - Žemėje vyksta tektoninių plokščių judėjimas, o Marse ir Titane - ne. Taigi Žemėje upių vagos dažnai pakinta dėl iškylančių kalnų ar atsirandančių slėnių, o Marse ir Titane tokių pokyčių nebūna. Todėl Marso ir Titano upių vagos yra daug pastovesnės, ir erozija jose - stipresnė bei tolygesnė, nei Žemėje. Be to, Marso ir Titano upių vagos driekiasi tiesiau žemyn šlaitais, negu Žemės. Viena iš tyrimo išvadų - ateityje, gavus detalesnius Titano paviršiaus žemėlapius, turėtume rasti daugiau panašumų su Marsu, nei su Žeme. Šiuo tyrimu taip pat nustatyta, kad Marse dauguma kraterių susiformavo labai anksti planetos istorijoje, nes upių vagos nedažnai atrodo pakitusios dėl netoliese atsiradusių kraterių. Tyrimo rezultatai publikuojami Science.

***
Planetų formavimosi gelmės. Planetos gimsta protoplanetiniuose diskuose, kuriuose dujų tankis gali siekti milijardus dalelių viename kubiniame centimetre. Pažvelgti pro tokias tankias dujas yra sudėtinga, todėl dažniausiai diskų savybės nustatomos iš jų paviršinių sluoksnių savybių arba iš juose esančių dulkių savybių. Abu šie būdai turi įvairių trūkumų. Dabar pirmą kartą pavyko pažvelgti į protoplanetinio disko, supančio žvaigždę Hidros TW, gelmes. Tą pavyko padaryti atskyrus reto anglies monoksido porūšio spektrą nuo įprastinio. Ši molekulė, sudaryta iš vieno anglies ir vieno deguonies atomo, gali turėti skirtingus šių atomų izotopus – skirtingos masės atmainas. Ir anglies, ir deguonies sunkesni izotopai yra gerokai retesni už standartinius, taigi molekulės, sudarytos iš sunkios anglies ir sunkaus deguonies, yra daugybę kartų retesnės, nei įprastinė atmaina. Stebint tokio anglies monoksido spektrą, buvo nustatytos disko savybės iki pat jo vidurio plokštumos. Taip nustatyta medžiagos tankio priklausomybė nuo atstumo iki žvaigždės, disko vidurio plokštumos temperatūra ir atstumas, ties kuriuo anglies monoksidas iš dujinės formos sustingsta į ledą – vadinamoji sniego linija. Šie rezultatai padės patikrinti protoplanetinių diskų struktūros ir evoliucijos modelius. Tyrimo rezultatai arXiv.

***
Proksimos B klimatas. Pernai atrasta planeta prie artimiausios Saulei žvaigždės, Proksima B, galbūt gali turėti tinkamą gyvybei klimatą. Tokia atsargi išvada gauta sumodeliavus planetos orus, naudojant Didžiosios Britanijos meteorologijos tarnybos klimato modelį. Išanalizavus įvairias tikėtinas planetos orbitas, taip pat dvi galimas atmosferos sudėtis – panašią į Žemės ir deguonies neturinčią – nustatyta, kad planetos paviršiuje gali būti tinkamos sąlygos skystam vandeniui egzistuoti. Atmosferos kuriamas šiltnamio efektas leistų skystą vandenį išlaikyti net tuo atveju, jei planeta gautų vos kiek daugiau nei 60% energijos, kurią Žemė gauna iš Saulės. Šie rezultatai neturėtų būti laikomi tvirtomis išvadomis, nes kol kas mes nieko nežinome apie Proksimos B cheminę sudėtį ir tikėtiną atmosferos sandarą. Tačiau tai – pirmas žingsnis ilgame tyrimų kelyje, kurio pabaigoje galbūt jau žinosime, ar Proksimoje B gali egzistuoti mums suprantama gyvybė ir netgi ar ji ten egzistuoja. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Tabi žvaigždė temsta. Prieš beveik dvejus metus buvo paskelbta, kad žvaigždė KIC8462852, stebėta Keplerio teleskopu, per keletą metų bent du kartus buvo labai smarkiai pritemusi. Šis atradimas iššaukė visą šūsnį hipotezių apie šią žvaigždę, tyrėjos garbei neoficialiai pavadintą Tabi žvaigžde (Tabby's Star). Pritemimus bandyta paaiškinti kometų debesiu, garuojančia planeta, netgi nežemiškos civilizacijos statiniu. Dabar galbūt pavyks priartėti prie atsakymo, nes Tabi žvaigždė vėl ėmė temti. Balandžio pabaigoje maždaug savaitei žvaigždė pritemo vienu procentu, bet paskui grįžo į įprastinį šviesį. O praeitos savaitės pabaigoje ėmė temti stipriau – per savaitgalį žvaigždės šviesis sumažėjo daugiau nei dviem procentais. Tiesa, naujausi duomenys rodo, kad šviesis vėl ėmė augti, taigi galbūt ir nesulauksime daugiau nei 10 procentų pritemimo, kaip 2011 ir 2013 metais. Iš kitos pusės, 2013 metų pritemimas truko beveik tris mėnesius ir susidėjo iš keturių dalių, kurių pirmoji buvo mažiau nei 2% pritemimas, o antroji – daugiau nei 20%. Taigi artimiausiomis dienomis Tabi žvaigždė gali pažerti įdomybių. Į ją nukreipta daugybė teleskopų, matuojamas žvaigždės spektras, kintant šviesiui – tai gali padėti išaiškinti, kas visgi sukelia tuos užtemimus. Yra netgi specialiai šiai žvaigždei skirtas Reddit forumas, kuriame galite sekti ir dabartinio pritemimo naujienas.

***

Rudosios nykštukės čiurkšlė. Besiformuojančios žvaigždės dažnai išmeta medžiagos čiurkšles, kurios susidaro, kai į žvaigždę ima sparčiai kristi medžiaga iš aplinkinio protoplanetinio disko. Dabar pirmą kartą tokia čiurkšlė, nusidriekusi per 0,2 parseko arba 40 tūkstančių astronominių vienetų, aptikta prie rudosios nykštukės. Rudosios nykštukės yra objektai, kurių masės nepakanka pradėti vandenilio branduolių sintezei, todėl yra vadinami „nepavykusiomis žvaigždėmis“. Jų masės siekia nuo maždaug 13 iki maždaug 80 Jupiterio masių (atitinkamai nuo 1,3% iki 8% Saulės masės). Tyrinėti jas labai sudėtinga dėl jų tamsumo. Taigi kol kas nėra aišku, kiek panašus rudųjų nykštukių ir žvaigždžių formavimosi procesas. Šis atradimas rodo, kad bent kai kurios rudosios nykštukės patiria tokią pačią formavimosi stadiją, kaip ir žvaigždės – medžiagos akreciją iš protoplanetinio disko. Atradus daugiau panašių čiurkšlių bus galima suprasti, ar rudosiose nykštukėse ir žvaigždėse jos atlieka analogiškas funkcijas, ar kažkuo skiriasi. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Aktyvių galaktikų savybės. Dauguma galaktikų centruose turi supermasyvias juodąsias skyles. Kartais jos ima sparčiai ryti medžiagą – tampa aktyviais branduoliais. Aktyviose galaktikose dažnai stebima ir spartesnė, nei vidutiniškai, žvaigždėdara. Tai atrodo gana logiška, nes jei galaktikoje yra daug dujų, kurios gali maitinti juodąją skylę, tai tos pačios dujos gali ir virsti žvaigždėmis. Bet iki šiol tyrinėti aktyvias ir žvaigždes formuojančias galaktikas buvo sudėtinga, nes aktyvius branduolius dažnai gaubia labai daug dulkių, kurios trukdo juos identifikuoti. Dabar pirmą kartą padaryta statistinė tokių pritemdytų aktyvių galaktikų imties analizė, leidžianti atskirti jas nuo tipinių žvaigždes formuojančių neaktyvių galaktikų, turinčių panašią žvaigždžių masę ir esančių panašiu atstumu nuo mūsų. Nustatyta, kad aktyviose galaktikose centriniai regionai yra vidutiniškai mažesni, nei neaktyviuose jų analoguose. Tai reiškia, kad galaktikų aktyvumą sukelia dujų kompaktifikacija – reikšmingas artėjimas centro link. Anksčiau buvo galvojama, kad kai kurios galaktikos gali tapti akyviomis būtent dėl tokio proceso, bet nebuvo aiškių įrodymų, kurie šiuo tyrimu gauti. Tai leis geriau suprasti galaktikų aktyvumo priežastis, o kartu ir aktyvumo poveikį galaktikų evoliucijai. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Tamsioji materija sudaro didžiąją Visatos medžiagos dalį. Galaktikose jos irgi yra daugiau, nei įprastos materijos, tačiau santykis yra kiek mažesnis, nei imant Visatos vidutinius parametrus. Taigi galima daryti išvadą – kurią paremia ir skaitmeniniai modeliai – kad dalis „galaktikų“ Visatoje turėtų būti sudarytos vien iš tamsiosios materijos, ir pamatyti jų praktiškai neįmanoma. Apie tai, kaip tokias galaktikas būtų galima aptikti ir kaip jos paveikia savo aplinką, pasakoja Fraser Cain:

***

Visatos struktūros žemėlapis. Standartinis kosmologinis modelis tarp kitų dalykų prognozuoja ir struktūrų – galaktikų ir jų spiečių – išsidėstymą Visatoje bei jo kitimą laikui bėgant. Šias prognozes, o kartu su jomis ir modelį, patikrinti galima detaliai matuojant galaktikų padėtis ir sudarant trimatį Visatos struktūros žemėlapį. Labai tolimas galaktikas išmatuoti lengviausia tada, kai jos yra aktyvios – turi sparčiai medžiagą ryjančias centrines juodąsias skyles. Ryškiausi aktyvūs branduoliai, vadinami kvazarais, matomi net tada, kai jų spinduliuotė iki mūsų keliauja dešimt ir daugiau milijardų metų. Dabar pristatytas detaliausias Visatos žemėlapis, sudarytas remiantis 7-10 milijardų metų senumo spinduliuote, atsklidusia iš kvazarų. Stebimos struktūros bei jų skirtumai, lyginant artimesnes ir tolimesnes galaktikas, puikiai atitinka standartinio kosmologinio modelio prognozes. Remdamiesi šiais duomenimis, tyrėjai patikslino ir sąryšį tarp atstumo iki objekto ir jo spektro linijų paraudonėjimo, atsirandančio dėl Visatos plėtimosi. Tai leis ateityje tiksliau identifikuoti pavienių galaktikų ar jų spiečių padėtis Visatoje ir laiko tarpą, kiek šviesa iš jų keliavo iki mūsų. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Tamsioji energija fliuktuacijose. Jau du dešimtmečius žinome, kad Visata plečiasi greitėdama. Kodėl taip yra – vis dar neaišku. Geriausi šiandieniniai modeliai teigia, kad Visatos erdvė turi tam tikrą energiją, kuri skatina plėtimąsi ir pastaruosius keletą milijardų metų dominuoja, lyginant su medžiagos kuriama gravitacija. Geriausias teorinis šios energijos paaiškinimas yra vakuumo energija, kurios egzistavimą prognozuoja kvantinė fizika. Tik problema – kvantinės fizikos prognozuojama vakuumo energijos vertė yra 10^{120} (t. y. vienetu su 120 nulių) kartų didesnė, nei stebima. Visi iki šiol pasiūlyti šio neatitikimo sprendimai remiasi arba kvantinės fizikos, arba reliatyvumo teorijos modifikacijomis. O dabar pasiūlytas sprendimas, kuriam teorijų modifikuoti nereikia. Jame tiesiog įvertinama, kad vakuumas ne tik turi energijos, bet ir yra netolygus. Erdvėlaikis vakuume sudarytas iš burbuliukų, kurie tai plečiasi, tai traukiasi, nes energija juose nuolatos svyruoja – tai irgi prognozuoja kvantinė fizika. Ir paaiškėjo, kad įskaičius šį efektą, Visatos plėtimasis tampa gerokai lėtesnis, nors vis dar greitėjantis. Kiek tiksliai lėtesnis, priklauso nuo vieno parametro – didžiausio įmanomo energijos tankio; parinkus tokią tankio vertę, kokia atrodo logiška, remiantis fundamentalių konstantų vertėmis, gaunama plėtimosi sparta yra labai panaši į stebimąją. Tai gal nėra galutinis šios problemos sprendimas, bet atrodo kaip rimtas žingsnis tokio sprendimo link. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Tokias štai naujienas surinkau iš praėjusios savaitės. Kaip visada, laukiu jūsų klausimų ir komentarų.

Laiqualasse

Leave a Reply

El. pašto adresas nebus skelbiamas. Būtini laukeliai pažymėti *