Kąsnelis Visatos CDLIV: Sluoksniai

Kosminių kūnų istoriją, o kartais ir sandarą, galima pamatyti sluoksniuose – ar tai būtų vėjo bei kraterių smūgių atidengiami geologiniai dariniai, ar žvaigždžių virpesių atskleidžiami gelmėse vykstantys procesai. Praėjusios savaitės naujienose sluoksniai svarbūs Mėnulyje – ten gali būti Veneros dalelių, – Marse, kur randama suakmenėjusių kopų, Titane, kurio kai kurie ežerai turėtų būti aiškiai diferencijuoti, protoplanetiniuose diskuose, kurių viršutiniuose sluoksniuose formuojasi įvairios molekulės, ir žvaigždėse, kurių virpesiai padeda klasifikuoti daug ličio turinčias senoles. Kitose naujienose – kometų orbitų evoliucija, juodųjų skylių formos kitimas iškart po susiliejimo ir Saulės dėmių analizė, tarsi tai būtų žvaigždžių dėmės. Gero skaitymo!

***

Saulės ir žvaigždžių dėmės. Saulės dėmės – tamsesni regionai žvaigždės paviršiuje, pasižymintys gerokai stipresniu magnetiniu lauku – dažnai yra Saulės žybsnių kilmės taškai. Žybsniai gali pakenkti Žemei, tad nenuostabu, kad skiriama daug dėmesio Saulės dėmių ir apskritai Saulės aktyvumo tyrimams. Bet geresniems modeliams sukurti ir tiems modeliams patikrinti reikia ir kitų žvaigždžių duomenų, kad galėtume remtis daugiau, nei vien Saulės stebėjimais. Kitų žvaigždžių dėmių išskirti neįmanoma, tad naujame tyrime aiškinamasi, kaip atrodytų įvairios dėmės, judančios Saulės disku, jei ir jo išskirti negalėtume. Išnagrinėję archyvinius Saulės stebėjimų duomenis, astronomai pasirinko kelis intervalus, kai Saulės diske buvo matoma tik viena dėmė ar jų grupė. Tokie atvejai gana reti – įprastai Saulės diskas būna arba visai lygus, arba turi keletą pavienių dėmių ar kelias grupes. Visgi viena dėmė yra paprasčiausias atvejis. Pastebėta, kad Saulės šviesis, dėmei judant, keičiasi skirtingai skirtinguose bangos ilgiuose. Regimųjų spindulių diapazone, kaip ir galima tikėtis, Saulė pritemsta, kai dėmė yra arti disko centro. Tačiau dėmei esant prie krašto, Saulė gali net pašviesėti, nes tada išryškėja beveik vertikalūs labai šviesios plazmos stulpai, kylantys iš dėmės pakraščių. Ultravioletinė ir rentgeno spinduliuotė, sklindanti iš aukštesnių regionų, nei Saulės paviršius, šiek tiek paryškėja, nes dėmės magnetinis laukas įkaitina atmosferą. Tačiau tas pats kaitinimas sumažina žemesnės temperatūros dujų spinduliuotę, greičiausiai todėl, kad nelieka tų vėsesnių dujų. Ateityje tyrėjai ketina panašią analizę pakartoti sudėtingesnėmis, bet kartu ir realistiškesnėmis sąlygomis, kai Saulės diske matomos kelios dėmės. Šios žinios taip pat padės geriau suprasti kitų žvaigždžių aktyvumą, o tai yra svarbus parametras, vertinant jų tinkamumą gyvybei. Kartais nutinkantys žybsniai gali paskatinti sudėtingų molekulių, tokių kaip DNR ar RNR, formavimąsi, o pernelyg dažni žybsniai gali lengvai sunaikinti besimezgančią gyvybę ar nupūsti planetos atmosferą. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Gabaliukai Veneros – Mėnulyje? Praeityje Venera galėjo būti daug panašesnė į Žemę, nei šiandien. Kaimyninėje planetoje galimai buvo skysto vandens, o jos atmosfera toli gražu nebuvo tokia tanki, kaip dabartinė. Patikrinti šią hipotezę bei apskritai susigaudyti Veneros istorijoje labai padėtų skirtingo amžiaus jos paviršiaus uolienos, bet kol kas tokių parsigabenti į Žemę praktiškai neįmanoma. Naujame tyrime teigiama, kad Veneros dalelių galima būtų rasti daug arčiau – Mėnulyje. Asteroidų smūgiai į Venerą, ypač jei jos atmosfera buvo panaši į Žemės, turėjo išmušti į kosmosą milijardus akmenų. Remdamiesi skaitmeniniais modeliais, tyrėjai apskaičiavo, kad maždaug vienas iš dešimties tūkstančių tokių akmenų galėjo pataikyti į Mėnulį, o apie pusė šių smūgių įvyko pakankamai mažais greičiais, kad smūgio metu akmens savybės praktiškai nepasikeistų. Mėnulyje nėra atmosferos ir jau seniai nevyksta vulkanizmas, taigi nukritusios uolienos gali išlikti beveik nepakitusios milijardus metų. Tyrėjai apskaičiavo, kad iš kiekvienų dešimties milijonų Mėnulio regolito grūdelių 2-3 gali būti atlėkę iš Veneros, priklausomai nuo to, kada kaimyninė planeta neteko vandens ir apsigaubė tankia atmosfera. Gali būti, kad jų yra net ir Apollo astronautų pargabentuose mėginiuose – išnagrinėjus juos, gali paaiškėti naujų detalių ir apie Venerą. Jei tarp šių uolienų nepavyks identifikuoti Veneros gabalų, tokių uolienų paieška gali tapti svarbia Artemis misijų dalimi, pradedant 2024 metais. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Kraterio šonas Hellas lygumos regione Marse. HiRISE nuotrauka. Šaltinis: NASA/JPL/UArizona

Smūginiai krateriai yra puiki vieta tyrinėti planetos geologijai, nes juose matyti įvairūs plutos sluoksniai. Vieno tokio kraterio siena su aiškiais skirtingų mineralų pėdsakais matoma šioje nuotraukoje, kurią padarė HiRISE instrumentas, įrengtas Marso apžvalgos zonde (Mars Reconnaisance Orbiter). MRO Marsą tyrinėja nuo 2006 metų. Nuotrauka sumontuota iš regimųjų ir infraraudonųjų spindulių vaizdų; būtent infraraudonieji spinduliai atskleidžia skirtingus uolienų sluoksnius. Melsvos spalvos vaizduoja oliviną ir piroksiną – lavoje dažnai randamus mineralus, melsvai žalios – karbonatus, šviesiai mėlynos – geležį ir magnį. Geltona spalva taip pat žymi olivino turinčius, tačiau atmosferinių procesų paveiktus, sluoksnius.

***

Marso kopose užrašyta istorija. Marse yra daug kopų. Kai kurios jų – tokios senos, kad spėjo pavirsti uolienomis, bet išlaikė kopoms būdingas formas, tokias kaip nuožulnūs šlaitai į vietą pusę ir išlenkti gūbriai. Tokie įdomūs objektai atrasti ištyrus Marinerio slėnio nuotraukas. Žemėje į uolas suspaustos kopos ilgai neišliktų dėl nuolatinės erozijos ir tektoninių plokščių judėjimo, tačiau Marse, nors ir paveiktos aplinkos veiksnių, kopos išliko apie milijardą metų. Šių fosilizuotų (tiksliau sakant – litifikuotų) kopų panašumas į šiandienines leidžia spręsti, kad prieš milijardą metų Marso atmosferos slėgis ir klimato sąlygos buvo panašios į šiandienines. Taip pat jų egzistavimas įrodo, kad kopos Marse formavosi tikrai ilgą laiką. Tolesni šių kopų tyrimai ir kitur galbūt esančių suakmenėjusių kopų paieškos padės geriau suprasti Raudonosios planetos evoliuciją. Vienas svarbus ir kol kas neatsakytas klausimas yra turbūt pats akivaizdžiausias – kas lėmė, kad šios kopos pavirto uolienomis, o ne buvo išpustytos nuolatinių vėjų? Tyrimo rezultatai publikuojami JGR Planets.

***

Sluoksniuoti Titano ežerai. Žemės ežerai ir didesni vandens telkiniai dažnai yra sluoksniuoti – viršuje šiltas vanduo, apačioje šaltas. Nors sluoksniai sudaryti iš to paties cheminio junginio, jie maišosi menkai. Saturno palydove Titane irgi yra ežerų, tik jie sudaryti daugiausiai iš metano ir etano, taip pat yra skysto azoto. Šių trijų skysčių sąveika gali Titano ežerams suteikti labai įdomių savybių. Naujame tyrime tai nagrinėjama skaitmeniniais modeliais. Apskritai metanas yra lengvesnis už etaną, tačiau Titano sąlygomis metane gali ištirpti daug azoto, kurio molekulės sunkesnės, ir šis mišinys gali nusėsti į ežerų dugną. Likęs grynas metanas iš paviršinių sluoksnių nesunkiai išgaruoja, tad ežerų paviršiniuose sluoksniuose šio junginio gali praktiškai nelikti. Įdomu, kad galutinė struktūra labai priklauso nuo temperatūros: jei ji viršija 86 kelvinus (maždaug -187 Celsijaus laipsnius), seklių ežerų skystis susimaišo į vientisą, o jei yra žemesnė nei 84 kelvinai, susiformuoja du atskirti sluoksniai. Esant tarpinėms temperatūroms, sluoksniuota struktūra gali susidaryti epizodiškai. Garavimas taip pat gali stipriai padidinti ežerų temperatūros netolygumus, lyginant su vidutine paviršiaus temperatūra. Šie rezultatai rodo, kad Titano ežerai gali būti labai sudėtingos ekosistemos, tačiau patikrinti jų teisingumą prireiks daug laiko – kol kas planuojama vienintelė misija į Titaną, Dragonfly, ten nusileisti turėtų tik 2037 metais. Tiesa, iki tada gali pavykti Titano ežerus ir atmosferos sąlygas neblogai atkurti Žemės laboratorijose. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Antra ekliptikos plokštuma? Saulės sistemos planetos, dauguma asteroidų bei kometų skrieja beveik vienoje plokštumoje, vadinamoje ekliptika. Taip yra dėl to, kad šie kūnai formavosi iš palyginus plono protoplanetinio disko. Visgi mažieji objektai laikui bėgant, gravitaciškai sąveikaudami tarpusavyje ir su didžiaisiais, gali išlėkti į kitokias orbitas. Jau seniai žinoma, kad kometų orbitos yra labai įvairios, ypač tų, kurios atlekia iš Saulės sistemą gaubiančio Oorto debesies. Visgi kometų orbitos nėra pasiskirsčiusios tolygiai po visą dangų. Naujame tyrime aiškinama, kad taip gali būti dėl visos Paukščių Tako galaktikos gravitacinio poveikio. Ekliptika sudaro maždaug 60 laipsnių kampą su Galaktikos disko plokštuma, tad disko žvaigždės visus kūnus traukia tos plokštumos link. Mokslininkai apskaičiavo tikėtiną orbitų evoliuciją, įskaitant Galaktikos disko poveikį, ir nustatė, kad egzistuoja kita plokštumą, kurioje telkiasi daugelio kometų orbitos. Šią plokštumą jie pavadino „tuščiąja ekliptika“, mat Saulės sistemos jaunystėje ji buvo tuščia, o vėliau prisipildė kometų. Tuščioji ekliptika su Galaktikos disku irgi sudaro 60 laipsnių kampą, tik į priešingą pusę, nei pagrindinė Saulės sistemos plokštuma. Tokia konfigūracija daug geriau paaiškina stebimą kometų orbitų netolygumą, nei ankstesni bandymai. Tiesa, vienai ar kitai ekliptikai priklauso toli gražu ne visų kometų orbitos – individuali kiekvieno kūno evoliucija yra sudėtingesnė. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Vienalaikis planetų ir žvaigždžių formavimasis. Planetos formuojasi diskuose aplink žvaigždes. Kada prasideda šis procesas – žvaigždei dar augant ar jau pasiekus galutinę masę? Šiandieninė planetų formavimosi teorija teigia, kad žvaigždė gimsta anksčiau, nei planetos, bet naujame tyrime pristatytas priešingas atvejis. Detalūs besiformuojančios žvaigždės IRS 63 stebėjimai atskleidė dvi kiaurymes ją supančiame diske. Kiaurymes suformuoja planetų gravitacija, išstumdanti aplinkines dujas; tokie dariniai randami prie daugelio jaunų žvaigždžių. Visgi ankstesni atradimai buvo sistemose, kurių amžius viršija milijoną metų – per tiek laiko žvaigždė spėja sukaupti beveik visą savo masę ir medžiagos kritimas iš disko į ją baigiasi. Tuo tarpu IRS 63 tėra pusės milijono metų amžiaus ir vis dar auga. Pagal kiaurymių gabaritus įvertintos dviejų planetų masės siekia beveik po pusę Jupiterio masės. Tai irgi labai netikėta, nes įprastai manoma, kad Jupiteriui užaugti reikia daug daugiau nei pusės milijono metų. Kiaurymių atstumai nuo žvaigždės – gana dideli, palyginami ar didesni už Neptūno orbitą. Manoma, kad panašiu atstumu nuo Saulės galėjo formuotis Jupiteris; vėliau planeta atmigravo arčiau žvaigždės. Šis atradimas, ypač jei ateityje bus aptikta daugiau panašių sistemų, privers gerokai pakoreguoti planetų formavimosi modelius. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature.

***

Molekulių formavimasis protoplanetiniame diske. Daugybė sudėtingų ir gyvybei reikalingų molekulių greičiausiai pasiekė pirmykštę Žemę jau susiformavusios. Kur jos iš tiesų atsirado – vis dar neatsakytas klausimas. Gal tai nutiko dar prieš Saulės sistemos susiformavimą, tarpžvaigždinėje erdvėje; galbūt asteroiduose ir kometose, kurie vėliau nukrito į Žemę; o galbūt – protoplanetiniame diske. Skaitmeniniai modeliai rodo, kad diske egzistuoja regionai, palankūs įvairių molekulių formavimuisi, o naujame tyrime šios prognozės patvirtintos stebėjimų duomenimis. Ištyrę dviejų besiformuojančių žvaigždžių, AFGL 2591 ir AFGL 2136, diskus, tyrėjai rado daugybės molekulių požymius – spektro linijas, rodančias, kad šios molekulės sugeria iš disko vidurinės dalies sklindančius infraraudonuosius spindulius. Aptikta ne tik įprastų tarpžvaigždinei terpei anglies monoksido, vandens ir vandenilio cianido, bet ir retesnių acetileno, amoniako ir anglies sulfido molekulių. Pagrindinė molekulių koncentracija yra maždaug 50 astronominių vienetų atstumu nuo kiekvienos žvaigždės – 50 kartų toliau, nei Žemė nuo Saulės. Svarbu ir tai, kad stebima molekulių sugeriama, o ne išspinduliuojama šviesa – tai reiškia, kad molekulės yra šaltesnės, nei jas apšviečiantis diskas. Kitaip tariant, disko paviršius, kuriame ir matomos molekulės, yra šaltesnis, nei vidurinė disko dalis. Šis atradimas patvirtina, kad diskas šyla dėl vidinių procesų, o ne dėl žvaigždės spinduliuotės – pastaroji labiau įkaitintų išorinius sluoksnius. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Ličiu turtingų žvaigždžių prigimtis. Maždaug viena iš šimto raudonųjų milžinių – žvaigždžių, mase panašių į Saulę, tačiau jau artėjančių prie gyvenimo pabaigos – turi daug ličio. „Daug“ šiuo atveju reiškia šimtus ar net tūkstančius kartų daugiau, nei Saulė. Litis yra vienas lengviausių cheminių elementų, sunkesnis tik už vandenilį ir helį, ir jo formavimasis nėra labai aiškus procesas. Manoma, kad daugiausiai ličio susidaro, kai kosminiai spinduliai atsitrenkia į masyvesnių elementų branduolius ir išmuša iš jų atomus. Bet šis procesas vyksta ne žvaigždėse; o kaip litis susiformuoja jose? Naujame tyrime bandoma priartėti prie atsakymo, nagrinėjant ličio turinčių žvaigždžių savybes ir bandant atskirti jas nuo kitų, paviršutiniškai panašiai atrodančių, senų žvaigždžių. Tyrėjai pasitelkė detalią spektroskopiją, kad išmatuotų žvaigždžių paviršinės dalies cheminę sudėtį, ir astroseismologiją – žvaigždžių virpesių matavimus, kurie leido įvertinti jų struktūrą. Taip paaiškėjo, kad net 80% ličio turinčių žvaigždžių yra evoliucinėje stadijoje, vadinamoje raudonąja sankaupa. Šią stadiją žvaigždė pasiekia, kai jos branduolyje prasideda helio jungimosi termobranduolinės reakcijos; išoriškai labai panašiai atrodanti raudonosios milžinės stadija vyksta tada, kai helio branduolys dar yra stabilus, o aplink jį vyksta termobranduolinės reakcijos vandenilio apvalkale. Patikimai atskirti šiuos žvaigždžių tipus įmanoma tik astroseismologiškai. Taigi ličio turinčios žvaigždės dažniau yra labiau evoliucionavusios, taigi ir senesnės, nei jo turinčios mažai. Greičiausiai tai reiškia, kad litis formuojasi raudonosios milžinės stadijoje arba vėliau; dar praeina laiko, kol reakcijų produktai iškyla į žvaigždės paviršių, kad juos būtų galima aptikti spektroskopiškai. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Astronomy.

***

Magnetarų ir pulsarų ryšys. Neutroninės žvaigždės – kai kurių masyvių žvaigždžių liekanos, susidarančios supernovos sprogimo metu – būna gana įvairios. Dalis jų labai reguliariai žybsi ir dėl to yra vadinamos pulsarais. Pulsarai spinduliuoja nuolatos, bet jų šviesa sklinda siauru pluoštu išilgai magnetinio lauko ašies, kuri nesutampa su sukimosi ašimi. Objektui sukantis, spinduliuotė sklinda vis į kitą pusę, panašiai kaip švyturio spinduliai. Išskiriami du pulsarų tipai – įprastiniai, kurių spinduliuotė kyla dėl spartaus sukimosi, ir magnetarai, kurių spinduliuotę kuria ypatingai stiprus magnetinis laukas. Dabar atrastas objektas, turintis abiejų rūšių savybių. Objektas aptiktas kaip gama spindulių žybsnio, nutikusio šių metų kovą, šaltinis. Šimtą dienų trukę stebėjimai parodė, kad pulsaro sukimasis po truputį lėtėja, kaip būdinga įprastiems pulsarams; iš kitos pusės, jo paviršinio magnetinio lauko stiprumas siekia daugiau nei 100 trilijonų gausų – panašiai, kaip magnetarų (Žemės magnetinio lauko stiprumas yra apie pusę gauso). Toks stiprus magnetinis laukas byloja ir apie jauną amžių – neutroninė žvaigždė turbūt susiformavo prieš maždaug 420 metų. O štai rentgeno spinduliuotė, kuri dominuoja magnetaruose, šiame objekte nėra tokia stipri, tačiau yra radijo spinduliuotės, kuri aptinkama įprastuose pulsaruose. Taigi objektas tikrai neįprastas. Tiesa, jis ne vienintelis toks – pastaruoju metu aptikti keli kiti magnetarai, skleidžiantys radijo spindulius. Šių objektų tyrimai padės geriau suprasti, kodėl vienos neutroninės žvaigždės įgyja tokį stiprų magnetinį lauką, o kitos – ne, ir susieti įprastų pulsarų bei magnetarų evoliuciją. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Rentgeno spindulių žybsniams, ypač iš neutroninių žvaigždžių, stebėti dažnai naudojamas prietaisas NICER, įrengtas Tarptautinėje kosminėje stotyje. Kaip apskritai ten stebima rentgeno spinduliuotė ir kokie atradimai padaryti, pasakoja Dr Becky:

***

Juodųjų skylių forma. Juodoji skylė tam tikra prasme yra labai paprastas objektas – jos įvykių horizonto forma tra idealiai lygus elipsoidas, šiek tiek susiplojęs dėl sukimosi. Bet dvinarėje sistemoje su kita juodąja skyle, ypač susiliejimo metu, forma gali šiek tiek išsikreipti. Naujame tyrime detaliais skaitmeniniais modeliais parodyta, kokį poveikį šis išsikreipimas turėtų gravitacinių bangų signalui. Iškart po susiliejimo nauja juodoji skylė yra kriaušės formos – vienoje pusėje turi gumbą, likusį iš mažesnės juodosios skylės. Per kelias milisekundes gumbas išsilygina, bet per tą laiką juodoji skylė gali spėti ne vieną kartą apsisukti aplink savo ašį. Jei susiliejimą stebime iš viršaus, statmenai sukimosi plokštumai, nieko išskirtinio nematysime. Bet žiūrėdami plokštumoje, priklausomai nuo krypties, galime užfiksuoti charakteringą gravitacinių bangų signalas. Signalas būtų tarsi pirmojo „čirptelėjimo“, žyminčio susiliejimą, atkartojimas – augančio dažnio ir amplitudės derinys. Kol kas visi aptikti gravitacinių bangų signalai pasižymi tik vienu čirptelėjimu, bet tai gali tiesiog reikšti, kad antrasis yra pernelyg silpnas. Tikslesnė turimų duomenų analizė ir daugiau naujų duomenų leis patikrinti šio modelio prognozes ir galbūt įvertinti, kaip gerai bendroji reliatyvumo teorija paaiškina juodųjų skylių susiliejimo detales. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Communications Physics.

***

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

Laiqualasse

2 komentarai

Leave a Reply

El. pašto adresas nebus skelbiamas. Būtini laukeliai pažymėti *