Kąsnelis Visatos CCCXLV: Išsiplėtimai

Šešiakampis Saturno šiaurės ašigalio sūkurys, pasirodo, yra bent 300 kilometrų aukščio, o gal ir aukštesnis. Protoplanetiniai diskai aplink žvaigždes turbūt auga iš centro į pakraščius – bent jau taip leidžia spręsti atrastas jauniausias toks diskas. Besiplečiančios supernovų liekanos, žvaigždėdaros žiedai susidūrimą išgyvenusiose galaktikose, galaktinės dujų tėkmės... Nors Visatoje dažnai matome tik momentines objektų nuotraukas, iš tikro vyksta daugybė pokyčių, kuriuos po truputį irgi bandome suprasti. Apie šias ir kitas naujienas skaitykite po kirpsniuku.

***

Mėnulio vingių priežastis. Mėnulio paviršiuje egzistuoja smulkių dulkių juostos, vadinamos vingiais ar sūkuriais (angl. swirls). Jų ilgis siekia 1-5 kilometrus, nors ilgiausia driekiasi net 60 kilometrų. Daugiausiai vingiai matomi stipraus magnetinio lauko zonose, nes ten Saulės vėjo dalelės yra nukreipiamos nuo tiesių trajektorijų ir nevienodai veikia Mėnulio paviršių. Tačiau kol kas nebuvo aišku, iš kur atsiranda magnetiniai laukai, sukuriantys vingius. Bet dabar, padedami skaitmeninių modelių, mokslininkai pasiūlė paaiškinimą. Kiekvieną vingį sukurti galėtų siaura ir pailga stipriai įmagnetinta selenologinė (čia kaip geologinė, tik Mėnulyje) struktūra po Mėnulio paviršiumi. Tokios struktūros galėtų būti lavos tuneliai, kurių Mėnulyje egzistuoja daugybė. Yra žinoma, kad Mėnulio uolienos, įkaitusios iki 600 laipsnių Celsijaus, tampa magnetinės, nes jas sudarantys geležies turintys mineralai suskyla, o geležis gali įgauti magnetinį lauką, jei reakcija vyksta magnetinėje aplinkoje. Taigi įmagnetintų lavos tunelių scenarijus galėtų būti toks: Mėnulio jaunystėje palydovas turėjo nuosavą magnetinį lauką ir jame vyko ugnikalnių išsiveržimai. Jų metu išsilydžiusios uolienos įsimagnetino, o sustingusios išlaikė vietinį magnetinį lauką, nors bendras Mėnulio magnetinis laukas išnyko. Šį modelį patikrinti būtų galima vietoje – nusiuntus mėnuleigį iki vieno iš vingio ir ištyrus magnetinio lauko bei selenologines savybes. Tyrimo rezultatai publikuojami Journal of Geophysical Research Planets.

***

Ar yra vandens Jupiteryje? Greičiausiai taip. Apie šį neseną, nors ir nelabai netikėtą, atradimą žiūrėkite savaitės filmuke iš SciShow Space:

***

Gilus Saturno šešiakampis. Saturno šiaurės ašigalį juosia šešiakampė debesų juosta. Ilgą laiką buvo manoma, kad ji egzistuoja tik debesyse – troposferoje. Dabar nauja Cassini duomenų analizė rodo, kad šešiakampis daro įtaką ir keliais šimtais kilometrų aukščiau esančioje stratosferoje. Ten, šiaurės pusrutulyje ateinant vasarai ir šylant orui, susiformavo ašigalinis sūkurys, panašus į egzistuojančius Žemės atmosferoje ir Saturno pietiniame pusrutulyje vasaros metu. Pagrindinis šiaurinio sūkurio skirtumas nuo kitų – jis irgi yra šešiakampio formos. Ir šešiakampio dydis bei kampų padėtys tiksliai sutampa su žemesniojo. Taigi beveik neabejotina, kad ši Saturno struktūra yra daugiau nei 300 kilometrų aukščio. Kol kas lieka neaišku, kodėl nieko panašaus nematoma pietiniame planetos pusrutulyje. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Fosforas Saulės sistemoje. Fosforas yra vienas iš šešių cheminių elementų, be kurių neegzistuotų mums žinoma gyvybė. Tačiau, priešingai nei vandenilis, anglis, azotas, deguonis ir siera, fosforas yra gana retas elementas. Be to, jis randamas tik kietoje formoje mineraluose ir gyvuose organizmuose, o ne dujinėje, kaip kiti. Todėl vis dar neatsakytas klausimas, kaip fosforas pateko į jauną Žemę. Tuo metu, kai formavosi planetos, ties Žeme dauguma elementų ir junginių buvo dujinėje būsenoje. Jei fosforas irgi būtų dujinis, turėtume aptikti šios būsenos pėdsakų, bet jų nėra. Naujame tyrime pasiūlyta idėja, kad fosforas labai greitai susikondensavo asteroiduose, o vėliau šie atnešė jį į Žemę, panašiai kaip vandenį. Fosforas žemoje temperatūroje gerai sąveikauja su metalais, formuodamas junginius fosfidus. Jei aplinkoje yra deguonies, šie junginiai oksiduojasi į fosfatus. Procesas yra pakankamai spartus, kad praktiškai visas fosforas, buvęs Saulę formavusiame dujų debesyje, galėjo susikondensuoti į metalinius asteroidus. Vėliau asteroidai, migruodami Saulės sistemoje, galėjo atnešti šiek tiek fosforo į Žemę, bet ne tiek daug, kiek jo būtų prisikaupę iš dujinės būsenos aplink planetą. Tyrimo rezultatai publikuojami Icarus.

***

Jauniausias protoplanetinis diskas. Planetos formuojasi dulkių ir dujų diskuose aplink jaunas žvaigždes. Kol kas nėra iki galo aišku, kiek laiko užtrunka disko formavimasis ir kurioje žvaigždės – tiksliau dar prožvaigždės, nevirtusios tikra žvaigžde – evoliucijos stadijoje diskas atsiranda. Neseniai paskelbta apie mažiausią ir jauniausią kada nors aptiktą akrecinį diską. Disko skersmuo siekia vos 30 astronominių vienetų – panašaus dydžio yra Urano orbita aplink Saulę. Įprastai protoplanetinių diskų dydžiai matuojami šimtais astronominių vienetų. Diskas, esantis HH 211-mms sistemoje už 235 parsekų nuo mūsų, yra gana storas – dulkės jame akivaizdžiai dar nenusistovėjusios į ploną senesniems diskams įprastą struktūrą. Centrinės prožvaigždės amžius yra vos apie 10 tūkstančių metų – palyginimui mūsų Saulė yra 5 milijardų metų amžiaus, o diskai aplink žvaigždes stebimi pirmas kelias dešimtis milijonų jų gyvavimo metų. Prožvaigždė taip pat yra labai maža, vos 5% Saulės masės. Ji dar turėtų gerokai paaugti, rydama to paties disko ir jį gaubiančio sferinio apvalkalo dujas, ir tapti tikra žvaigžde, o ne rudąja nykštuke (riba tarp rudųjų nykštukių ir žvaigždžių yra 8% Saulės masės). Šis atradimas padės patikrinti žvaigždžių ir planetų formavimosi modelius, nes suteikia naudingų žinių apie mažai ištirtą pačią ankstyviausią žvaigždės evoliucijos stadiją. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Vandeninių planetų gyvybingumas. Daugelis planetų, mase ir spindulių panašių į Žemę, greičiausiai yra vandeniniai pasauliai – vandens jose yra bent dešimt kartų daugiau, nei mūsų planetoje. Tokias planetas greičiausiai visiškai dengia vandenynas, o sauso paviršiaus nėra. Ilgą laiką buvo manoma, kad tokios planetos tikrai negali tikti gyvybei – paviršiaus uolienų nebuvimas neleistų išsiskirti anglies dvideginiui ar metanui, todėl jų atmosfera sunkiai sulaikytų šilumą ir jos būtų arba ledinės, arba apgaubtos verdančiais vandens garais. Bet dabar naujo skaitmeninio modelio rezultatai leidžia daryti kitokias išvadas. Įvertinus vandenyno cheminės sudėties kitimą, medžiagų apykaitą tarp atmosferos, vandenyno ir po juo esančios mantijos, bei skirtingų tipų vandens ledo formavimąsi, nustatyta, jog pradinė atmosferos cheminė sudėtis gali išlikti daugiau nei milijardą metų. Pasirodo, didelis slėgis vandenyno dugne neleidžia cheminės medžiagoms judėti iš vandenyno į mantiją ir atgal, todėl planetos atmosfera ir vandenynas yra kone uždara sistema. Jų cheminė sudėtis praktiškai nekinta po pirmųjų kelių dešimčių milijonų metų, kai baigiasi planetos formavimosi ir vandens surinkimo etapas. Anglies dioksidas, susiformavęs atmosferoje ir vandenyne, nenusėda pastarojo dugne, o pasklinda atmosferoje ir suformuoja 0,2-20 atmosferų slėgį. Šis intervalas kaip tyčia yra pats tinkamiausias gyvybinės zonos praplėtimui, taigi planeta gali išlikti neužšalusi ir neperkaitusi plačiame atstumų nuo žvaigždės intervale. Šį rezultatą tyrėjai patikrino, apjungę cheminės evoliucijos modelį su planetinių sistemų orbitų modeliais; taip paaiškėjo, kad gyvybei tinkama temperatūra planetos vandenyne gali išlikti daugiau nei milijardą metų. Žemėje per tiek laiko gyvybė atsirado, taigi tas pat galėjo įvykti ir kitose planetose. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Pasislėpusios supernovos. Masyvios žvaigždės gyvenimo pabaigoje sprogsta supernovomis. Sprogimas ištaško žvaigždę ir paskleidžia medžiagą į aplinką. Pačių pirmų sprogimo momentų matyti negalime, nes sprogimo banga juda giliai žvaigždėje. Tačiau vėliau banga išsiveržia lauk iš žvaigždės ir stebime greitą žvaigždės ryškio padidėjimą. Šis pirmas žybsnis turėtų trukti keletą valandų ar dienų, vėliau žvaigždė turėtų šiek tiek priblėsti ir tada per kelias savaites sušvisti dar ryškiau – iki šimto tūkstančių kartų šviesiau, nei supermilžinė prieš sprogimą. Iki šiol toks scenarijus buvo patvirtintas keliais supernovų stebėjimais, tačiau dauguma atvejų supernovos retai būdavo pagaunamos pačioje šviesio augimo pradžioje. Bet dabar nauji sistemingi stebėjimai parodė, kad dauguma supernovų – 24 iš 26 – neturi šio, kaip anksčiau manyta, charakteringo žybtelėjimo. Jų šviesis tiesiog greitai – daug greičiau nei tikėtasi – išauga iki maksimalios vertės ir vėliau ima po truputį blėsti. Skaitmeniniais modeliais gautas paaiškinimas, kodėl supernovos šviesis kinta taip netikėtai: jas greičiausiai gaubia tankus žvaigždės išmestos medžiagos debesis, pro kurį neprasiskverbia pirmosios smūginės bangos žybsnis. Vėliau, kai debesį išsklaido plintanti sprogusios žvaigždės medžiaga, sistema labai greitai tampa permatoma ir paryškėja. Kad taip efektyviai sugertų gimstančios supernovos spinduliuotę, debesis turi būti tankus – maždaug dešimtadalio Saulės masės. Šią medžiagą žvaigždė turėtų išmesti greitai – per tūkstantį metų. Anksčiau buvo manoma, kad raudonosios supermilžinės išorinių sluoksnių medžiagą nusimetinėja daug lėčiau, taigi šis atradimas verčia pergalvoti paskutinių žvaigždžių evoliucijos stadijų modelius. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Astronomy.

***

Šydo ūkas vandenilio (raudona) ir deguonies (mėlyna) spektre. ©Steve Milne & Barry Wilson
Šydo ūkas vandenilio (raudona) ir deguonies (mėlyna) spektre. ©Steve Milne & Barry Wilson

Supernovų sprogimai vyksta trumpai, bet jų liekanos išlieka tūkstančius metų. Šydo ūkas yra supernovos, kurios šviesa Žemę pasiekė maždaug prieš 5000 metų, palikimas – dujų juostos, suspaustos smūginės bangos. Čia matome šiaurinę liekanos, kartais dar vadinamos Gulbės lanku, nes matoma Gulbės žvaigždyne, dalį.

***

Rentgeno šaltinių žiedas. Galaktikų susiliejimai yra įprastas reiškinys Visatoje. Bet ne visi susiliejimai vienodai įdomūs – kartais dvi galaktikos gali susidurti ir pralėkti viena pro kitą. Taip įvyksta, jei panašios masės galaktikos susiduria statmenai – taip, kad viena iš jų pralekia maždaug per kitos vidurį, statmenai jos disko plokštumai. Tokio susiliejimo padarinys vadinamas žiedine galaktika, nes joje naujos žvaigždės ima formuotis žiede, plintančiame nuo susidūrimo vietos į pakraščius. Dabar pristatytas tyrimas, kuriame išnagrinėtos tokiuose žieduose aptinkamų rentgeno spindulių šaltinių savybės. Septyniose galaktikose ištirti 63 šaltiniai; tai greičiausiai yra dvinarės žvaigždės, kuriose juodoji skylė ryja kompanionės žvaigždės medžiagą. Jų, kaip populiacijos, savybės daugmaž atitinka kitose aplinkose randamų rentgeno šaltinių savybes, tačiau jų skaičius galaktikoje ir skaičiaus bei galaktikos žvaigždėdaros spartos santykis yra aukštesni už vidurkį. Tai reiškia, kad žiedinėse galaktikose vidutiniškai formuojasi daugiau masyvių žvaigždžių, nei kitose, nes būtent iš masyvių žvaigždžių atsiranda rentgeno spindulių šaltiniai. Be to, žvaigždėdara šiose galaktikose yra koncentruota laike, nes šaltiniai yra trumpaamžės – iki milijono metų egzistuojančios – struktūros. Šie rezultatai padeda geriau suprasti galaktikų susiliejimų ir žvaigždėdaros procesus. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Sprogimai galaktikų centruose. Nuo 2013 metų dangų stebintis Gaia kosminis teleskopas reguliariai fiksuoja žvaigždžių padėtis, taip nustatydamas jų padėtį erdvėje ir padėdamas sudaryti tiksliausią Galaktikos erdvėlapį. Tačiau puikūs objektų padėčių ir ryškių duomenys leidžia nustatyti ir daugiau įdomių dalykų, pavyzdžiui trumpalaikius įvykius, tokius kaip supernovų sprogimai, galaktikų aktyvumo išaugimas ar žvaigždės potvyninis suardymas. Pastarieji du procesai vyksta galaktikų centruose, o jų, pasirodo, automatizuota Gaia sistema taip lengvai neaptinka. Per penkerius darbo metus automatiškai aptikti tik penki trumpalaikiai reiškiniai galaktikų centruose, o dabar parodyta, kad iš tiesų Gaia duomenyse yra informacijos apie beveik 500 tokių įvykių. Patobulinti automatinį algoritmą, kad aptiktų ir šiuos įvykius, kol kas turbūt nepavyks – pristatytame metode per daug žingsnių reikalauja žmonių įsikišimo, – tačiau metodą būtų galima naudoti kassavaitiniam naujų duomenų patikrinimui. Kai kurie trumpalaikiai įvykiai tęsiasi tikrai trumpai – mažiau nei mėnesį – todėl greitas jų užfiksavimas yra ypatingai svarbus, nes tada būtų galima juos stebėti kitais teleskopais. Tai padėtų geriau suprasti supermasyvių juodųjų skylių maitinimosi ypatumus. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Aktyvių branduolių kintamumas. Aktyvių galaktikų branduolių šviesis nuolatos kinta – minučių, valandų, dienų, mėnesių ir metų laiko skalėmis. Greičiausiai kinta ir ilgesnėmis, bet tokių stebėjimų kol kas turime per mažai, kad galėtume tvirtai tą pasakyti. Nuo ko šis kintamumas priklauso, vis dar nėra aišku, nors hipotezių egzistuoja įvairių. Dabar sistemiška aktyvių branduolių kintamumo ir spektrinių savybių analizė atskleidė, kad pagrindiniai kriterijai, nulemiantys kintamumo amplitudę, yra stebimos spinduliuotės bangos ilgis ir juodosios skylės akrecijos sparta. Kuo bangos ilgis didesnis, tuo kintamumas mažesnis – taigi ultravioletinė spinduliuotė kinta daug labiau, nei regimoji ar radijo. Tai buvo žinoma ir seniau, bet šis tyrimas parodė, kad priklausomybė yra vienoda ar beveik vienoda skirtingose galaktikose. Kintamumo priklausomybė nuo akrecijos spartos irgi panaši: kuo akrecija, išreikšta santykiu su maksimalia, arba Edingtono, verte, yra spartesnė, tuo kintamumas mažesnis. Priklausomybės nuo kitų parametrų – juodosios skylės masės, dujų kiekio galaktikoje ir panašiai – neaptikta. Šis rezultatas padės geriau suprasti akrecijos proceso eigą ir patikrinti aktyvių galaktikų branduolių modelius. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Tolimiausia galaktinė tėkmė. Nemažai aktyvių galaktikų turi tėkmes – milžiniškus greitai judančių dujų srautus, kurie išneša dujas iš galaktikų ir stabdo jose žvaigždėdarą. Daugelis tėkmių greičiausiai kyla dėl aktyvaus galaktikos branduolio poveikio: iš akrecinio disko kylantis vėjas ar jo išmetamos čiurkšlės išstumia aplinkines dujas. Pagrindinė tėkmių masės dalį sudaro molekulinės dujos. Aptikti jas yra gana sudėtinga, todėl iki šiol tėkmės buvo aptiktos tik palyginus netolimose galaktikose. Praeitą savaitę situacija pasikeitė – paskelbta apie tėkmę, aptiktą labai tolimoje galaktikoje, kurios šviesa iki mūsų keliauja daugiau nei 12 milijardų metų. Dulkėtoje ir sparčiai žvaigždes formuojančioje galaktikoje, egzistavusioje praėjus vos milijardui metų po Didžiojo sprogimo, plintanti tėkmė juda 800 km/s greičiu – panašiai greitai, kaip ir tėkmės aplink mus esančiose aktyviose galaktikose. Dujų masė, išnešama tėkmės, maždaug du kartus viršija žvaigždėdaros spartą galaktikoje – šis skaičius irgi panašus į vietinėje Visatoje aptinkamus. Tiesa, tėkmės kinetinė energija sudaro didesnę dalį aktyvaus branduolio išspinduliuojamos energijos, nei įprasta aplinkinių galaktikų tėkmėse. Visgi panašu, kad fundamentalių skirtumų tarp tėkmių šiandieninėje ir ankstyvojoje Visatoje nebuvo daug. Tyrimo rezultatai publikuojami Science.

***

Štai tiek naujienų iš praėjusios savaitės. Kaip įprastai, laukiu jūsų klausimų ir komentarų.

Laiqualasse

2 comments

  1. Aktyvių branduolių kintamumas: "Kuo bangos ilgis didesnis, tuo kintamumas mažesnis – taigi ultravioletinė spinduliuotė kinta daug labiau, nei rentgeno ar radijo."
    Čia gal klaida, rentgeno bangos ilgis mažesnis? Ar neturėtų būti infraraudonieji spinduliai vietoj rentgeno?

Leave a Reply

El. pašto adresas nebus skelbiamas. Būtini laukeliai pažymėti *