Kąsnelis Visatos CDLI: Mirusios žvaigždės

Žvaigždžių pomirtinis gyvenimas yra labai audringas. Baltosios nykštukės ardo savo planetas, o aplink jas driekiasi įvairiaspalviai planetiniai ūkai. Neutroninės žvaigždės turi ypatingai stiprius magnetinius laukus, žybsi radijo žybsniais, o susijungdamos ir sprogdamos prigamina įvairiausių cheminių elementų – bet, pasirodo, nepakankamai, kad paaiškintų stebimus jų kiekius. Kitose praėjusios savaitės naujienose – senų Veneros uolienų kilmė, Encelado ledo geologiniai pokyčiai bei Magelano debesų kelionė į pražūtį Paukščių Tako gravitacijoje. Gero skaitymo!

***

Apie „gyvybę Veneroje“ turbūt jau girdėjote iš daugybės šaltinių. Vieni šią naujieną pristato ypatingai entuziastingai, tarsi būtume pamatę mums mojuojančius veneriečius, kiti – skeptiškiau. Kaip reikėtų reaguoti į šias žinias, kas iš tiesų atrasta ir kaip tyrinėti Venerą toliau, pasakoja Fraser Cain:

***

Vulkaninės Veneros uolienos. Venera praeitą savaitę nesitraukia iš viso pasaulio akiračio dėl labai intriguojančio fosfino dujų atradimo, tačiau kaimyninė planeta slepia ir daugiau įdomybių. Pavyzdžiui, kokia buvo jos geologinė (afroditologinė?) praeitis? Žinome, kad dar netolimoje praeityje Veneroje buvo aktyvių ugnikalnių, o gal jų yra ir dabar. Bet koks buvo jų globalus poveikis? Naujame tyrime pateikiami galimi įrodymai, kad šis poveikis galėjo būti labai reikšmingas. Tyrėjai išnagrinėjo Magellan misijos prieš 30 metų darytas Veneros paviršiaus nuotraukas, ypač tas, kuriose matomos teseros – tektoninių procesų deformuotos plynės. Jos įprastai yra seniausi paviršiaus lopiniai savo regionuose; kai kurių amžius siekia 750 milijonų metų, daugiau nei prieš 500 milijonų metų įvykęs beveik visą paviršių pakeitęs kataklizmas. Egzistuoja dvi teserų kilmės hipotezės: jos yra arba vulkaninės kilmės dariniai, arba sustumti plutos regionai, panašūs į kontinentinę plutą Žemėje. Jau seniau buvo pastebėta, kad teseros atrodo sluoksniuotos – jose matyti įvairių išlinkusių linijų, kurios tarsi žymi atskirus uolienų formavimosi ar judėjimo epizodus. Naujajame tyrime aptikta, kad sluoksnių esama visur teserose. Kontinentinė pluta, daugiausiai sudaryta iš granito, neformuoja sluoksnių, taigi teseros turėtų būti vulkaninės kilmės. Tai kartu reiškia, kad teserose užfiksuota daugybė Veneros praeities įvykių, suformavusių tuos sluoksnius, ir detalesni jų tyrimai leis išsiaiškinti, kaip Veneroje vulkanizmas vyko prieš 750 milijonų metų. Tyrimo rezultatai publikuojami Geology.

***

Šviežias Encelado ledas. Nuo 2005 metų žinome, kad Saturno palydovas Enceladas turi popaviršinį vandenyną, iš kurio veržiasi geizeriai. Jie matomi ties pietų ašigaliu, regione, kurio paviršinį ledą vagoja gilios raukšlės, vadinamos „tigro dryžiais“. Kol kas nėra iki galo aišku, ar vandenynas egzistuoja tik pietinėje dalyje, ar po visu palydovu. Naujame tyrime pristatomas detaliausias Encelado paviršiaus žemėlapis, atskleidžiantis ledo struktūrų skirtumus. Tyrėjai pasinaudojo Cassini zondo 2004-2017 metais darytomis nuotraukomis infraraudonųjų spindulių diapazone. Jie sujungė jas į vientisą paviršiaus mozaiką, kuri atskleidžia Encelado šviesumą skirtinguose infraraudonųjų spindulių ruožuose. Nors plika akimi Enceladas atrodo kaip balta sniego gniūžtė, infraraudonas vaizdas atskleidė reikšmingus skirtumus. Ties pietiniu ašigaliu esantis labai jaunas ledas skleidžia daug daugiau didesnio ilgio spindulių. Tokios spinduliuotės pagausėjimas matomas ir šiauriniame pusrutulyje, toje pusėje, kuri nukreipta palydovo orbitos kryptimi. Iš to galime daryti išvadą, kad ten ledas irgi yra geologiškai jaunas – gal keleto milijonų metų amžiaus. Skaitmeniniai modeliai taip pat prognozuoja, kad būtent šioje palydovo dalyje ledo pluta turėtų būti ploniausia visame šiaurės pusrutulyje, taigi ten geriausios sąlygos susiformuoti geizeriams. Tad net jei šiuo metu po Encelado šiaurės pusrutuliu vandenyno ir nėra, jis tikrai egzistavo palyginus neseniai, o gelmių vanduo sąveikavo su paviršiumi. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Urano Mėnulių šiluminės savybės. Uranas yra viena mažiausiai ištirtų Saulės sistemos planetų. Iš arti ją nufotografavo tik Voyager 2 zondas 1986 metais. Vykdyti stebėjimus iš Žemės yra gana sudėtinga, nes Uranas labai šaltas ir blausus. Bet infraraudonųjų spindulių diapazone jis kaip tik yra gana ryškus, todėl kartais naudojamas kaip bandomasis taikinys infraraudonųjų spindulių teleskopams. Vienas jų buvo Herschel kosminė observatorija; nors ji daugiau skirta tolimų žvaigždžių, ūkų ir galaktikų stebėjimams, Uranas buvo stebimas, siekiant išsiaiškinti, kaip teleskopo detektorius veikia ryškus infraraudonasis šaltinis. Tuo metu Uranas kaip tik buvo atsisukęs pusiauju į Saulę – taip nutinka tik du kartus per 87 metų trukmės orbitą, nes apskritai Uranas yra pasisukęs šonu į savo orbitos plokštumą. Grupė mokslininkų, iš naujo nagrinėdami šiuos stebėjimus, pastebėjo, kad juose matosi ir Urano palydovai, ir nusprendė ištirti jų šilumines savybes. Palydovai aplink planetą sukasi ta pačia kryptimi, kaip ir planeta aplink savo ašį, taigi Herschel stebėjimai buvo retas atvejis, kai galėjome matyti palydovus, besisukančius iš dieninės pusės į naktinę; didžiąją orbitos dalį jie į Saulę (taigi ir į mus) atsukę vieną arba kitą ašigalį. Detali duomenų analizė leido nustatyti, kad penkių didžiausių palydovų – Oberono, Titanijos, Umbrielio, Arielės ir Mirandos – spinduliuotė sudaro kelias tūkstantąsias Urano spinduliuotės dalis. Įdomesnis atradimas – palydovai apšviesti sušyla ganėtinai sparčiai, o naktinėje pusėje vėsta gana lėtai; kitaip tariant, jie turi gana aukštą šiluminį inertiškumą. Kiti kieti objektai, randami Saulės sistemos dalyje tarp Jupiterio ir Neptūno, dažniausiai turi gerokai žemesnį šiluminį inertiškumą. Tuo tarpu panašiomis šiluminės savybėmis pasižymi Plutonas, Haumėja ir kitos nykštukinės planetos Kuiperio žiede. Šis atradimas sustiprina įtarimą, kad didieji Urano palydovai susiformavo ne kartu su planeta, o toliau nuo Saulės, ir vėliau buvo pagauti į Urano orbitą. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Fosforo paieškos gyvybei aptikti. Visai gyvybei Žemėje reikalingas fosforas. Ar tai yra universalus kriterijus gyvybei, kol kas atsakyti negalime, tačiau jei ieškome gyvybės, panašios į žemiškąją, gali būti naudinga koncentruotis į tas planetas, kurių paviršiuje galime tikėtis rasti fosforo. Naujame tyrime išnagrinėti anglies, azoto, silicio ir fosforo kiekiai aplinkinėse žvaigždėse, lyginant su žemiška gyvybe, Žeme bei Marsu. Vidutiniškai ir Žemė bei Marsas, ir gyvybė Žemėje turi daugiau fosforo ir mažiau azoto, nei aplinkinės žvaigždės. Saulė taip pat yra turtingesnė fosforu, nei kaimynės. Tiesa, kol kas duomenys yra labai menki – fosforo gausa išmatuota vos 1% aplinkinių žvaigždžių ir 1% žinomų planetas turinčių žvaigždžių. Taigi ateityje reikėtų daugiau žvaigždžių fosforo gausos matavimų, o kai tai taps įmanoma – matavimus atlikti ir planetoms. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Egzoplanetos prie mirusių žvaigždžių. Į Saulę panaši žvaigždė baigia gyvenimą išsipūsdama į raudonąją milžinę, o tada susitraukdama į baltąją nykštukę. Planetos, esančios arčiau žvaigždės, nei raudonosios milžinės spindulys – Saulės atveju jis sieks maždaug dabartinę Žemės orbitą – sudega, tačiau toliau esančios gali išlikti ir vėliau atmigruoti prie baltosios nykštukės. Nykštukė, kaip ir sako pavadinimas, yra labai maža – maždaug Žemės dydžio, nors išlaiko didžiąją dalį pradinės žvaigždės masės. Prie kai kurių nykštukių pastaraisiais metais aptikti nuolaužų diskai, sudaryti iš uolinių planetų liekanų, vėliau – ir iš ledo. O dabar pirmą kartą prie baltosios nykštukės aptikta migraciją išgyvenusi planeta-milžinė. Dvigubai mažesnės nei Saulė masės nykštukės WD 1856+534 spinduliuotė reguliariai pritemsta – tai užfiksuota TESS kosminiu teleskopu. Pritemimai ir nykštukės judėjimo reguliarūs pokyčiai atskleidė, kad aplink ją sukasi planeta-milžinė, iki 14 kartų masyvesnė už Jupiterį. Planetos orbitos periodas – vos 34 valandos, taigi ji skrieja labai arti nykštukės. Labai arti, bet ne tiek, kad jos egzistavimą būtų galima paaiškinti bendro apvalkalo evoliucija. Tai yra dvinarių žvaigždžių evoliucijos etapas, kai vienai virtus milžine, ji apgaubia kompanionę ir tada sistemos orbita susitraukia. Yra žinoma keletas baltųjų nykštukių, turinčių kompaniones, greičiausiai išgyvenusias bendro apvalkalo evoliuciją, bet jos yra daug masyvesnės ir skrieja dar arčiau žvaigždės, nei WD 1856+534 palydovė. Taigi ši planeta turėjo prie nykštukės priartėti dėl orbitos pokyčių, galbūt dėl sąveikos su kita planeta sistemoje. Šis atradimas įrodo, kad tokie priartėjimai ne visada suardo planetą, tad verta jų ieškoti ir toliau. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature.

Planetos prie baltųjų nykštukių gali būti ir puikus atmosferų tyrimų, gal net gyvybės paieškų, taikinys. James Webb kosminis teleskopas, kuris (tikėkimės) turėtų pakilti į kosmosą po metų, tarp kitų užduočių tyrinės ir egzoplanetas, sieks išmatuoti uolinių planetų atmosferų sandarą. Tam reikia matuoti žvaigždės, aplink kurią sukasi planeta, spektrą tranzito metu ir palyginti su spektru ne tranzito metu – skirtumai nurodo, kokių dujų esama planetos atmosferoje. Naujame tyrime pristatomi skaičiavimai, rodantys, kad geriausias taikinys atmosferų tyrimams būtų uolinės planetos prie baltųjų nykštukių. Nykštukės spindulys panašus į planetos, taigi tranzito metu pridengiama didžioji dalis žvaigždės, tad ir tranzito signalas yra labai stiprus. Tai leidžia daug aiškiau išskirti atmosferos sandarą. Pavyzdžiui, jei į Žemę panaši planeta skrietų aplink baltąją nykštukę, užtektų vos kelių dešimčių tranzitų, kad James Webb teleskopu pavyktų užfiksuoti atmosferoje esantį vandenį, anglies dvideginį, ozoną, metaną, azoto oksidą, azotą ir deguonį – dujas, kurios gali byloti ir apie gyvybės egzistavimą. Vienas tranzitas trunka tik pora minučių, tad tinkamai pasiruošus ir apskaičiavus stebėjimų laiką, nustatymams užtektų vos kelių valandų suminių stebėjimų. Žinoma, uolinės planetos prie baltųjų nykštukių nebūtinai išlaikė savo atmosferas, bet jei tokias pavyktų atrasti, galbūt gautume atsakymą ir į klausimą, ar gyvybė gali egzistuoti ir tokioje ekstremalioje aplinkoje. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Orionas ir jo žvaigždžių atstumai iki Žemės. Šaltinis: Ronald Davison

Orionas – gerai žinomas žvaigždynas, Lietuvoje geriausiai matomas žiemą. Kaip ir visi žvaigždynai, jis yra tik regima žvaigždžių struktūra – trimatėje erdvėje šias žvaigždes skiria didžiuliai atstumai. Diagramoje matote tuos atstumus, gautus remiantis Hipparcos kosminio teleskopo surinktais duomenimis apie žvaigždžių paralaksus; Gaia duomenys leidžia šiek tiek patikslinti žvaigždžių padėtis, bet didelių pokyčių neįveda. Arčiausiai Žemės yra abu Oriono pečiai – Belatriksė ir Betelgeizė. Toliau seka trys Diržo žvaigždės, kelis Rigelis, tada – Oriono ūkas, sutampantis su jo kardu, o kitas kelis, Alnilamas, yra toliausiai nuo mūsų.

***

Planetinių ūkų forma. Mirštant į Saulę panašiai žvaigždei aplink ją susiformuoja planetinis ūkas. „Planetiniu“ jis vadinamas dėl istorinių priežasčių, nes iš tiesų yra tiesiog išoriniai žvaigždės sluoksniai, nusimesti jai traukiantis į baltąją nykštukę. Kai kurie planetiniai ūkai yra sferiški, bet daugelis pasižymi smėlio laikrodžio, spiralinėmis ar panašiomis formomis, rodančiomis, jog kažkas sujaukė medžiagos nusimetimo procesą. Hipotezių apie sujaukimo priežastį esama įvairių – galbūt žvaigždės sukimasis sukuria nesferišką vėją, gal aplink žvaigždę jau seniau buvo nevienodo tankio dujų, gal dar kas nors. Viena hipotezė teigia, kad netvarką sukuria žvaigždės kompanionė – kita žvaigždė arba masyvi planeta. Atrasti kompaniones prie baltųjų nykštukių, esančių ūkuose, toli gražu ne visada įmanoma, bet naujame tyrime bandoma šią problemą apeiti. Astronomai labai aukštos raiškos teleskopu ALMA ištyrė grupę planetinių ūkų ir žvaigždžių-milžinių, aplink kurias ūkai netrukus turėtų susiformuoti. Stebėjimai leido sudaryti labai tikslius ūkų bei milžinių vėjo žemėlapius. Paaiškėjo, kad jų struktūra labai panaši; ir vienus, ir kitus galima paaiškinti dvinarių sistemų sukeliamomis perturbacijomis. Skirtumai tarp pavienių ūkų formų paaiškinami nevienodais atstumais tarp sistemos narių, jų masių santykiais, evoliucinėmis stadijomis ir t.t. Skaičiuojama, kad į Saulę panašios žvaigždės vidutiniškai turėtų turėti po vieną kompanionę, masyvesnę nei penki Jupiteriai – Saulės sistema šiuo klausimu yra labiau išimtis, nei taisyklė. Taigi planetiniai ūkai dažniausiai turėtų būti nesferiški, kaip ir stebima. Tyrimo rezultatai publikuojami Science.

***

Stipriausias magnetinis laukas. Kiekviena žvaigždė turi magnetinį lauką. Žvaigždei mirštant ir traukiantis, laukas nedingsta, o tik sustiprėja, taigi neutroninės žvaigždės pasižymi stipriausiais magnetiniais laukais Visatoje. Viena jų rūšis – magnetarai – taip vadinama būtent dėl išskirtinai stipraus magnetinio lauko. Dabar Insight kosminio rentgeno teleskopo komanda paskelbė apie stipriausio magnetinio lauko aptikimą. Objektas-rekordininkas yra pulsaras – labai greitai besisukanti neutroninė žvaigždė, – žinomas katalogo numeriu GRO J1008-57. Į pulsarą krenta medžiaga iš žvaigždės-kompanionės, tad kartais ten kyla energingi žybsniai. 2017 metų rugpjūtį kilusio žybsnio metu išmatuotas sistemos spektras atskleidė vieną spektro liniją, kurios energija siekia 90 kiloelektronvoltų – apie 50 tūkstančių kartų daugiau, nei regimųjų spindulių fotonai. Nors tai toli gražu nėra aukščiausios energijos fotonai, atsklindantys iš kosmoso, spektro linijos egzistavimas rodo, kad aplink pulsarą vyksta ypatingi procesai. Magnetinio lauko pagautos elektringos dalelės skrieja aplink pulsarą ir yra reguliariai įgreitinamos, o jų skleidžiamos spinduliuotės dažnis priklauso nuo magnetinio lauko stiprumo. 90 kiloelektronvoltų atitinka maždaug vieno milijardo teslų magnetinį lauką; palyginimui, Žemės magnetinis laukas tesiekia apie 50 mikroteslų, šaldytuvo magnetuko – apie 10 militeslų, o magnetinio rezonanso tomografo – keletą teslų. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Atstumas iki magnetaro. Magnetarai – ypatingai stiprų magnetinį lauką turinčios neutroninės žvaigždės – yra galimas greitųjų radijo žybsnių (FRB) šaltinis. Šie žybsniai, pirmą kartą aptikti 2007 metais, yra vos milisekundes trunkantys labai stiprūs radijo spinduliuotės pliūpsniai, atsklindantys, atrodytų, iš atsitiktinių vietų Visatoje. Šiemet pirmą kartą užfiksuotas žybsnis, panašus į FRB, iš Paukščių Take esančio magnetaro, tačiau jis buvo silpnesnis už tuos, kurie atskrieja iš už mūsų Galaktikos ribų. Norėdami geriau suprasti, kokio intensyvumo radijo spinduliuotę kuria prie magnetarų vykstantys procesai, turime kuo tiksliau nustatyti atstumą iki jų, o tą padaryti toli gražu nelengva. Dabar pirmą kartą atstumas iki magnetaro užfiksuotas labiausiai tiesioginiu būdu, koks tik įmanomas – išmatuojant jo paralaksą. Paralaksas yra regimosios objekto padėties pokytis dėl stebėjimo taško judėjimo; pavyzdžiui, jei užmerkiate vieną akį, o paskui – kitą, priešais esančių daiktų regimosios padėtys šiek tiek pakinta. Magnetaras XTE J1810-197 buvo pirmasis, iš kurio užfiksuoti radijo signalai – jie sklido 2003-2008 metais, vėliau nurimo, o tada vėl prasidėjo 2018-aisiais. 2019 bei 2020 metais žvaigždė stebėta radijo teleskopų masyvu VLBA. Rudenį ir pavasarį Žemė yra priešingoje Saulės pusėje, taigi regimoji magnetaro padėtis danguje šiek tiek skiriasi. Pokytis nesiekia net tūkstantadalio kampinės sekundės, bet puiki VLBA pasiekiama erdvinė skyra leido jį išmatuoti, o tada nustatytas ir atstumas – 2500 parsekų. XTE J1810-197 yra artimiausias žinomas magnetaras. Jei jis kada sužibs daug ryškiau, nei įprastai, astronomai galės tiksliai apskaičiuoti spinduliuotės galią ir taip patikrinti įvairius FRB modelius. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Paukščių Takas ryja palydoves. Aplink dvi didžiausias Paukščių Tako palydoves – Didįjį ir Mažąjį Magelano debesis – driekiasi karštų jonizuotų dujų juosta, vadinama Magelano srautu. Dalis Srauto yra prieš Debesis, tarsi būtų atplėšta nuo jų ir nuskubėjusi kelyje aplink mūsų Galaktiką, bet dauguma dujų driekiasi už galaktikų. Neabejojama, kad Srautą sukuria du pagrindiniai procesai – potvyninės jėgos, kylančios palydovinėms galaktikoms gravitaciškai sąveikaujant su mūsiške, ir slėgis, atsirandantis galaktikoms judant per Paukščių Tako halą. Visgi skaitmeniniai modeliai iki šiol negalėjo paaiškinti visų Magelano srauto savybių, ypač didelės jo masės, siekiančios milijardą Saulės masių. Naujame straipsnyje pristatomas modelis, pajėgus tai padaryti. Pagrindinė modelio naujovė – įtrauktas dujų halas, gaubiantis Didįjį Magelano debesį. Nors toks halas kol kas nėra tiesiogiai aptiktas, kiti pastarųjų metų stebėjimai suteikia daug netiesioginių jo egzistavimo įrodymų. Patikslinta abiejų Debesų masė, jonizuotos dujos prie jų žvaigždžių, mažesnės aplink esančios nykštukinės galaktikos – visi šie stebėjimai, apjungti su skaitmeniniais kosmologiniais modeliais, byloja, kad Didysis Magelano debesis turi turėti karštų dujų halą. Naujajame modelyje šis halas sukūrė dvejopą efektą. Visų pirma, Debesims dar tik artėjant prie Paukščių Tako, didesnioji galaktika siurbė medžiagą iš mažesniosios; taip pakito halo dujų sudėtis, jos tapo abiejų galaktikų dujų mišiniu. Priartėjus prie Paukščių Tako, pastarojo gravitacija ėmė traukti halo dujas ir ištempė jas į dvi potvynines uodegas, sudarančias Magelano srautą. Nustatyta Srauto masė viršija milijardą Saulės masių, o dujų greičiai bei struktūros labai gerai atitinka stebimas. Šis atradimas parodo, kad Paukščių Takas jau pradėjo valgyti praskrendančias palydoves. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature.

***

Neutroninės žvaigždės neprigamina aukso. Visatos pradžioje egzistavo tik trys cheminiai elementai – vandenilis, helis ir truputis ličio. Visi kiti susiformavo žvaigždėse ir į tarpžvaigždinę terpę pateko joms sprogstant arba pučiant vėjus. Kurie procesai paskleidė kuriuos elementus ir kaip greitai? Kol kas vienareikšmio atsakymo neturime, nes skaičiavimai yra labai sudėtingi. Naujame tyrime apjungiami geriausi šiuolaikiniai modeliai ir siekiama įvertinti cheminių elementų evoliuciją per visą Visatos istoriją. Įvertinę cheminių elementų produkciją skirtingose žvaigždėse, tų žvaigždžių formavimosi spartą bei mirties metu išmetamos medžiagos kiekį, tyrėjai apskaičiavo tikėtiną visų cheminių elementų nuo anglies iki urano gausos raidą laikui bėgant. Kiekvienas elementas į tarpžvaigždinę terpę patenka iš keleto šaltinių, nors daugelis ir turi vieną dominuojantį; pavyzdžiui, daugiausiai mangano pagamina sprogstančios baltosios nykštukės, tačiau šiek tiek jo išmeta ir žvaigždės-milžinės bei branduolio kolapso supernovos. Apskaičiuota daugumos elementų gausa gerai atitinka Saulės aplinkos stebėjimų duomenis, tačiau ne visada. Vienas didžiausių neatitikimų yra auksas: pagrindinis jo šaltinis yra gama spindulių žybsniai, įvykstantys susijungiant ir sprogstant neutroninėms žvaigždėms, tačiau jo toli gražu nepakanka pagaminti stebimiems kiekiams. Tyrėjų teigimu, tai gali reikšti, kad auksą, kaip ir kai kuriuos kitus cheminius elementus, kuria dar koks nors į modelius neįtrauktas procesas, arba šiandieniniai modeliai turi esminių trūkumų. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

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

Laiqualasse

4 komentarai

  1. Sveiki,
    Nelabai aisku, kodel vieni palydovai arteja prie savo planetu, kaip fobas prie marso, o kiti tolsta, kaip menulis nuo zemes?
    Aciu

    1. Sveiki,

      Priklauso nuo to, kas greičiau sukasi – planeta aplink savo ašį ar palydovas aplink planetą. Fobas aplink Marsą apsisuka greičiau, nei Marsas aplink savo ašį, todėl Marso trauka lėtina Fobą ir jis artėja prie planetos; Mėnulis aplink Žemę keliauja ilgiau nei parą, todėl Žemės trauka greitina Mėnulį ir jis nuo mūsų tolsta.

  2. Bet infraraudonųjų spindulių diapazone jis kaip tik yra gana ryškus, todėl kartais naudojamas kaip bandomasis taikinys infraraudonųjų spindulių teleskopams.

    Man visada kyla klausimas, kuri infraraudonųjų spindulių dalis čia turima omenyje? Aš taip nujaučiu, kad astronomijoje tai labiau šiluminis spektras, bet gal Near Infrared ar Short Wave Infrared?

    1. Konkrečiai Herschel teleskopas stebėjo dangų 55-672 mikrometrų ruože, tai nelabai artimas IR. Urano paviršiaus temperatūra yra apie 50 K, tai šiluminės spinduliuotės maksimumas ties maždaug 58 mikrometrais.

Leave a Reply

El. pašto adresas nebus skelbiamas. Būtini laukeliai pažymėti *