Gyvybės paieškos yra bene įdomiausias visuomenei astronominių tyrimų aspektas. Žinoma, tai yra svarbi sritis, nors žiniasklaidoje kiek pervertinama. Štai iš praėjusios savaitės naujienų net trys kažkaip susijusios su gyvybe – ar būtų kalbama apie Mėnulį senovėje, Marsą ir Atakamos dykumą šiandien ar biopėdsakų aptikimą Europoje netolimoje ateityje. Greta šių – dar septynios naujienos apie kitus dalykus, nuo Saulės sistemos iki Visatos pakraščių. Gero skaitymo!
***
Gyvybei tinkamas Mėnulis? Šiandien Mėnulis yra visiškai sausas atmosferos neturintis kūnas. Po jo paviršiumi ir kai kuriuose ašigalių krateriuose egzistuoja vandens ledo, tačiau skysto vandens ten tikrai nerasime, o paviršiuje esančios dujos nesudaro ilgalaikio apvalkalo. Bet tolimoje praeityje, vos tik palydovui susiformavus ir didžiausio vulkaninio aktyvumo metu, Mėnulyje kurį laiką galėjo egzistuoti gyvybei tinkamos sąlygos. Prieš daugiau nei keturis milijardus metų, netrukus po susidūrimo tarp Žemės ir Tėjos, kuris suformavo Mėnulį, pastarojo paviršius sukietėjo, tačiau jame dar buvo daugybė ugnikalnių, spjaudančių daug lakių medžiagų ir vandens. Panašios sąlygos egzistavo prieš 3,5 milijardo metų, kai Mėnulio vulkanizmas buvo stipriausias. Nuolatiniai ugnikalnių išsiveržimai galėjo sukurti gerokai ilgiau egzistuojančią palydovo atmosferą, o vandens garai – susikondensuoti į milijonus metų išliekančius ežerus. Tokiose terpėse gyvybė galėjo atsirasti arba, jei būtų atnešta iš Žemės, išgyventi. Kol kas ši hipotezė remiasi tik žiniomis apie vandens kiekį uolienose po Mėnulio paviršiumi, tačiau ateityje ją būtų galima patikrinti, iš Mėnulio atgabenant pusketvirto milijardo metų amžiaus vulkaninių uolienų. Tyrimo rezultatai publikuojami Astrobiology.
***
Sausiausia gyvybinga terpė. Visai mums žinomai gyvybei reikalingas vanduo. Nors kai kurie organizmai gali išgyventi labai ilgus periodus be vandens, jie tą daro užmigdami ir išjungdami metabolinius procesus. Atakamos dykuma Čilėje – viena iš sausiausių vietų pasaulyje – yra puiki laboratorija, leidžianti ištirti, kokios yra drėgmės ribos, dar leidžiančios gyvybei ne tik egzistuoti, bet ir tarpti. Pietinėje dykumos dalyje per metus vidutiniškai iškrenta apie 10 mm kritulių per metus (palyginimui Lietuvoje vidurkis yra 600-900 mm per metus), o sausiausioje centrinėje – mažiau nei 1 mm per metus. Ištyrę mėginius, paimtus įvairiose dykumos vietose, mokslininkai nustatė, kad pietinėje dykumos dalyje egzistuojantys gyvi organizmai vystosi ir dauginasi, o centrinėje – jau nebe. Be to, centrinėje dykumos dalyje aptikta gyvų organizmų fosilijų, kurios išliko nepaliestos apie 10 tūkstančių metų. Tai – dar vienas įrodymas, kad ten nėra besidauginančios ir augančios gyvybės, nes tokie organizmai senas fosilijas būtų suvartoję maistui. Šie atradimai svarbūs nagrinėjant tikimybę aptikti gyvybę Marse. Raudonosios planetos paviršius yra 100-1000 kartų sausesnis, nei sausiausia Atakamos dykumos vieta, taigi šie rezultatai leidžia spręsti, jog augančių ir besidauginančių gyvybės formų ten greičiausiai neaptiksime. Daug tikėtinesnės vietos gyvybei išlikti ir vystytis būtų popaviršiniai vandens telkiniai, kaip praeitą savaitę atrastas ežeras po pietinio ašigalio ledo kepure. Tyrimo rezultatai publikuojami Astrobiology.
***
Protonų pašvaistė Marse. Pašvaistes Žemėje įprastai sukelia Saulės vėjo elektronai, Žemės magnetosferos linijų genami ašigalių link ir ten sąveikaujantys su atmosfera. Marse irgi yra tokių pašvaisčių, o dabar atrasta dar viena – dieninėje pusėje vykstanti protonų kuriama pašvaistė. NASA orbitinis zondas MAVEN, tyrinėjantis Marso atmosferą, nustatė, kad dieninėje planetos pusėje, maždaug 120 km aukštyje virš paviršiaus, karts nuo karto sušvinta pašvaistė. Jos pasirodymas koreliuoja su sustiprėjusiu Saulės vėjo protonų srautu, pasiekiančiu Marsą. Dabar pristatytas ir paaiškinimas, kaip protonai prasiveržia pro Marsą gaubiančias magnetinio lauko linijas ir sukelia švytėjimą. Pasirodo, jie gali pavogti elektronus iš Marsą gaubiančio vandenilio dujų apvalkalo. Taip protonai virsta neutraliais atomais ir jų magnetinis laukas nebeveikia. Artėdami prie planetos, energingi vandenilio atomai susiduria su mažiau energingais atmosferos atomais ir sukuria pašvaistes. Protonų pašvaistės egzistuoja ir Žemėje, bet čia jos retesnės, nei Marse, nes Žemės magnetosfera daug efektyviau nustumia Saulės vėjo protonus, šiems nespėjus pagauti elektronų. Šis atradimas padės geriau charakterizuoti Marso magnetinį lauką ir planetų atmosferų savybes. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Astronomy.
***
Biopėdsakai Europos paviršiuje. Jupiterio palydovas Europa yra viena įdomiausių vietų gyvybės paieškoms už Žemės ribų. Po paviršiaus ledynais ten egzistuoja didžiulis vandenynas, kuriame vandens yra daugiau, nei Žemėje. Iš vandenyno į paviršių trykšta geizeriai, o jei vandenyne egzistuoja gyvybė, geizeriai gali į paviršių išmesti jos pavyzdžių ar bent jau metabolinių reakcijų produktų – biopėdsakų. Deja, Europos paviršius nėra palanki vieta gyvybei ar jos pėdsakams: Saulės spinduliai bei Jupiterio magnetinio lauko atnešamos energingos dalelės turėtų sparčiai sunaikinti sudėtingus junginius. Visgi norint aptikti šiuos pėdsakus, gręžtis iki pat vandenyno nereikės – naujame tyrime pristatomi skaičiavimai, rodantys, kad vos kelių centimetrų ledo sluoksnio gali pakakti molekulėms išsaugoti. Tyrime sukurtas trimatis Europos ir Jupiterio magnetosferos modelis, kuriuo naudojantis įvertintas energingų dalelių spinduliuotės intensyvumas įvairiose Europos paviršiaus vietose. Arti pusiaujo spinduliuotė yra gana intensyvi ir biopėdsakai – konkrečiai nagrinėtos aminorūgštys – sunaikinami iki 10-20 cm gylio. Tuo tarpu arčiau ašigalių spinduliuotė silpnėja, o biopėdsakai turėtų išlikti net ir vieno centimetro gylyje. Šie skaičiavimai padės planuojant NASA misiją Europa Clipper, kuri turėtų skraidyti aplink Europą ir tyrinėti įvairias jos paviršiaus sritis. Žinios apie tikėtiną biopėdsakų išlikimą leis parinkti tinkamas orbitas, kuriose būtų galima surinkti kuo daugiau naudingų duomenų apie Europos vandenyno savybes, net jei gyvybės ten ir nėra. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Astronomy.
***
Regimųjų spindulių diapazone Titano paviršiaus įžiūrėti neįmanoma – jį dengia tanki atmosfera. Tačiau infraraudoniesiems spinduliams atmosfera yra permatoma, ir pažiūrėjus šiame ruože, atsiveria palydovo paviršiaus įvairovė. Iliustracijos sudarytos pasitelkus 13 metų trukmės Cassini zondo stebėjimų duomenis. Trijų infraraudonųjų spindulių filtrų, naudotų Cassini, duomenys perkelti į raudoną, žalią ir mėlyną spalvas, taip atskleidžiant paviršiaus struktūrų skirtumus. Skirtingi paviršiaus regionai greičiausiai yra kitokios cheminės sudėties, tačiau tiksliai to kol kas nežinome.
***
Žvaigždžių struktūrų skirtumai. Žvaigždžių masės, temperatūros, spinduliai ir šviesiai yra labai įvairūs, tačiau pažymėję kažkuriuos iš šių dydžių grafikuose, galime pamatyti įvairias struktūras, dažnai atitinkančias žvaigždžių evoliucijos stadijas. Svarbiausias iš tokių grafikų yra Hertzsprungo-Russello (HR) diagrama, kurioje žymimas žvaigždės ryškis ir spalva – šie dydžiai atitinka jos šviesį ir paviršiaus temperatūrą. Dauguma žvaigždžių HR diagramoje išsidėsčiusios storokoje juostoje, žyminčioje pagrindinę seką, kurioje būdamos žvaigždės vykdo termobranduolines reakcijas. Pagrindinėje sekoje žinoma keletas tarpų – žvaigždžių tankio sumažėjimų, žyminčių svarbius pokyčius jų struktūroje. Dabar, naudodamiesi Gaia teleskopo surinktais duomenimis, mokslininkai aptiko dar vieną tokį tarpą, pasireiškiantį maždaug trečdalio Saulės masės žvaigždėse. Šis tarpas neatitinka vienos kokio nors parametro vertės – tarp jaunesnių žvaigždžių jis matomas truputį masyvesnėse, maždaug 40% Saulės masės žvaigždėse, tarp senesnių – maždaug 37% Saulės masės. Be to, tai nėra griežta riba ar koks nors slenkstis, daug žvaigždžių egzistuoja ir šiame tarpe, ir abipus jo. Visgi tarpe žvaigždžių yra pastebimai mažiau. Jis greičiausiai žymi ribą tarp skirtingos struktūros žvaigždžių: mažesnės žvaigždės susideda vien iš konvekcinės srities, masyvesnės turi dar ir spindulinį apvalkalą. Konvekcinė sritis pasižymi tuo, kad energija iš žvaigždės gelmių į paviršių joje yra perduodama daugiausiai konvekcijos būdu – karštesnei medžiagai kylant aukštyn, o šaltesnei leidžiantis žemyn. Spindulinėje srityje dominuoja energijos pernešimas fotonų pagalba, o medžiagos maišymasis yra gana silpnas. Greičiausiai spindulinė zona privalo būti bent kažkokio minimalaus storio, ir jos atsiradimas padidina žvaigždės šviesį labiau, nei vien konvekcinės ar spindulinės zonos didėjimas, augant masei. Tyrimo rezultatai arXiv.
***
Akrecinių diskų vainikai. Akrecinis diskas – medžiagos, krentančios ant kompaktiško objekto, pavyzdžiui juodosios skylės, struktūra – susideda iš kelių komponenčių. Viena svarbi komponentė yra vainikas, sudarytas iš retų, bet labai karštų dujų, kurios skleidžia daug rentgeno spindulių. Rentgeno spinduliai kaitina pagrindinės disko dalies paviršių ir paveikia medžiagos kritimą į disko centre esantį objektą. Taigi, norint suprasti diskų evoliucijos detales, labai svarbu nustatyti, kaip išsidėsčiusi vainiko medžiaga. Egzistuoja du pagrindiniai vainiko modeliai – pagal vieną iš jų, vainiko medžiaga egzistuoja tik pačiame disko centre, labai arti centrinio kūno, o pagal kitą vainikas yra pasklidęs kone aplink visą diską. Dabar pristatyti nauji dvinarės žvaigždės Gulbės X-1 stebėjimai, rodantys, kad teisingesnis yra antrasis, pasklidusio vainiko, modelis. Gulbės X-1 sudaro juodoji skylė ir žvaigždė supermilžinė, kurios vėjas maitina kompanionę ir sukuria akrecinį diską. Disko vainiko spinduliuotė yra poliarizuota, o poliarizacijos savybės priklauso nuo vainiko dydžio. Kuo vainikas kompaktiškesnis, tuo jo spinduliuotė stipriau poliarizuota. Be to, kompaktiško vainiko spinduliuotės poliarizacijos kampas vis mažiau sutampa su disko simetrijos ašimi, kurią žymi iš disko lekiančios medžiagos čiurkšlės kryptis. Stebėjimai parodė, kad Gulbės X-1 rentgeno spinduliuotė poliarizuota nestipriai, o poliarizacijos kampas tiksliai sutampa su čiurkšlės kryptimi. Taigi vainikas šioje sistemoje turėtų būti pasklidęs aplink visą akrecinį diską. Tai nėra įrodymas, kad kitokia vainiko geometrija yra neįmanoma, bet būtų keista, jei labai panašiose sistemose vainikas būtų labai nevienodas. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Astronomy.
***
Andromedos praryta galaktika. Mūsų kaimyninė Andromedos galaktika prieš du milijardus metų greičiausiai susijungė su kita masyvia galaktika, kurios liekaną dabar matome kaip Andromedos palydovę M32. Toks rezultatas, gautas skaitmeniniais modeliais, puikiai paaiškina Andromedos žvaigždinio halo savybes. Galaktika M32p, prieš dvejus metus galimai susijungusi su Andromeda, turėjo būti gana masyvi – joje turėjo būti bent 25 milijardai žvaigždžių (palyginimui Paukščių Take ir Andromedoje žvaigždžių yra po kelis šimtus milijardų). Tokia galaktika būtų buvusi trečia masyviausia Vietinės galaktikų grupės narė, po Andromedos ir Paukščių Tako, masyvesnė už dabartinę trečiąją masyviausią Trikampio galaktiką. Susiliejimo modelis paaiškina ir Andromedos savybes – halo žvaigždžių amžių ir išsidėstymą, masyvaus žvaigždžių srauto hale egzistavimą, – ir M32 kompaktiškumą bei didelę joje esančią centrinę juodąją skylę. Taip pat susiliejimo laikas paaiškintų, kodėl prieš 2 milijardus metų Andromedos galaktikoje įvyko žvaigždėdaros žybsnis. Šis rezultatas padeda geriau suprasti, kaip susiliejimai paveikia galaktikų struktūrą: pavyzdžiui, Andromedos pagrindiniai struktūriniai komponentai – centrinis telkinys ir diskas – susiliejimo metu nebuvo sunaikinti ar reikšmingai pakeisti. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Astronomy.
***
Supernovos galaktikų pakraščiuose. Spiralinių galaktikų išorinės dalys yra kiek netikėtai palankios vietos ieškoti supernovų bei po jų likusių juodųjų skylių. Toks atradimas padarytas išnagrinėjus daugybės galaktikų stebėjimų duomenis ir nustačius, kuriose vietose sprogsta supernovos. Centrinėse masyvių galaktikų dalyse yra daug sunkesnių už helį cheminių elementų, kurie skatina mažesnių žvaigždžių formavimąsi ir sustiprina žvaigždžių vėjus. Tuo tarpu nykštukinėse galaktikose bei didelių galaktikų pakraščiuose sunkiųjų elementų yra mažiau, tad ten formuojasi masyvesnės žvaigždės ir vyksta daugiau supernovų sprogimų (bent jau skaičiuojant vienai žvaigždei). Stebėjimų analizė parodė, kad masyvių galaktikų pakraščiuose per tūkstantį metų galima tikėtis 1-2 supernovų, o nykštukinėse galaktikose – 2-3 per tūkstantį metų. Turint omeny, kad nykštukinių galaktikų yra daugiau, nei masyvių, viename kubiniame gigaparseke esančiose nykštukinėse galaktikose kasmet turėtų sprogti apie 31 tūkstantį supernovų, o masyvių galaktikų pakraščiuose – apie 7600. Visgi tokie skaičiai yra pakankamai dideli, kad būtų verta ieškoti supernovų galaktikų pakraščiuose. Taip pat ten verta ieškoti ir juodųjų skylių; galaktikų pakraščiai netgi gali būti reikšmingi gravitacinių bangų šaltinių paieškoms. Tyrimo rezultatai arXiv.
***
Maždaug pusės įprastos medžiagos, esančios Visatoje, rasti labai ilgą laiką nepavyko. Žinojome apie jos egzistavimą iš kosminės foninės spinduliuotės, bet aplinkinėje Visatoje priskaičiuodavome tik pusę reikalingos medžiagos. Pastaruoju metu ši problema buvo išspręsta, atradus karštas dujas, pasklidusias aplink galaktikas, jų spiečiuose ir kosminio voratinklio gijose tarp spiečių. Plačiau apie tai – savaitės filmuke:
***
Galaktikos halo kinematika. Galaktikas supa halai – mažo tankio žvaigždžių ir dujų apvalkalai. Daugelyje galaktikų halai yra svarbūs dujų rezervuarai, kuriuose kaupiasi tarpgalaktinės dujos prieš patekdamos į galaktikos diską bei centrinį telkinį, ir į kuriuos besiformuojančios žvaigždės ir aktyvūs branduoliai išmeta galaktikos dujas. Iš principo, tyrinėdami dujų judėjimą hale, galime daug sužinoti ir apie galaktikoje vykstančius bei neseniai vykusius procesus. Tą padaryti yra labai sudėtinga dėl mažo dujų tankio ir aukštos temperatūros, tačiau dabar pristatyti stebėjimai, atlikti naudojant naują prietaisą Keck Cosmic Web Imager (KCWI), įrengtą Havajuose esančiame Keck teleskope, atskleidžia vienos galaktikos halo savybes kaip niekad iki šiol. Šios galaktikos, kodiniu numeriu Q2343-BX418, spinduliuotė iki mūsų keliavo daugiau nei 10 milijardų metų. Daugeliu savybių – mase, sunkesnių už helį elementų kiekiu – ji panaši į dar jaunesnėje Visatoje matomas galaktikas, todėl gali būti naudojama kaip analogas joms suprasti. Aptikti požymiai, kad BX418 halas, ar bent jau išorinė jo dalis, plečiasi maždaug 300 km/s greičiu. Plintanti tėkmė, greičiausiai sukelta žvaigždžių formavimosi galaktikoje, yra apytikriai sferinė, tačiau egzistuoja daug dujų tankio ir greičio netolygumų. Detalesnė šių struktūrų analizė leis geriau suprasti ir tėkmės kilmę bei išsiaiškinti šios galaktikos žvaigždėdaros istoriją. Tyrimo rezultatai arXiv.
***
Žybsnio smūginė banga. Dalis gama spindulių žybsnių yra masyvių žvaigždžių sprogimų padariniai. Žvaigždės medžiaga, magnetinio lauko suspausta į siaurą čiurkšlę, išmetama didžiuliu greičiu į aplinką, spinduliuoja gama spindulius, o atsimušusi į aplinkines dujas pradeda skleisti ir kitų ruožų spinduliuotę. Iki šiol buvo manoma, kad pagrindinis atsimušimo požymis turėtų būti regimųjų spindulių žybsnis, trunkantis kelias sekundes, bet tokio reiškinio aptikti nepavyko. Dabar naujais stebėjimais parodyta, kad iš tikro žybsnis trunka gerokai ilgiau – bent kelias valandas – ir matomas ne regimųjų, bet gerokai ilgesnių milimetrinių bangų ruože. Taip yra todėl, kad smūginė banga, susidaranti čiurkšlei pasiekus aplinkinę medžiagą ir staigiai lėtėjant, juda žymiai lėčiau, nei prognozavo modeliai. Banga kartu perduoda daug čiurkšlės kinetinės energijos aplinkinei medžiagai, taip prailgindama pastarosios švytėjimą rentgeno ir regimųjų spindulių ruože. Čiurkšlė galiausiai išsisklaidė per maždaug mėnesį laiko. Stebėjimai taip pat atskleidė, kad čiurkšlės plito 13 laipsnių erdvinio kampo kūgiu – anksčiau buvo žinoma, kad ji plinta kūgiu, bet taip tiksliai kampas nebuvo išmatuotas. Tai leido nustatyti ir visą sprogimo energiją, kuri pasirodė esanti palyginus labai maža, maždaug tokia, kaip įprastų supernovų, bet ne kitų gama spindulių žybsnių. Kol turime tik vieno gama žybsnio duomenis, neįmanoma pasakyti, ar jie yra tipiški – o energijos vertė verčia manyti, kad nėra – tad reikės daugiau duomenų, kad paaiškėtų, ar milimetrinė smūginės bangos spinduliuotė yra įprastas reiškinys. Tada tokius stebėjimus bus galima naudoti vertinant kiekvieno gama žybsnio savybes ir ilgalaikę evoliuciją. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal.
***
Štai ir visos naujienos iš praėjusios savaitės. Kaip įprastai, laukiu jūsų klausimų ir komentarų.
Laiqualasse