Kąsnelis Visatos CDLIX: Magnetizmas

Magnetiniai laukai yra dažnai pamirštami, kalbant apie svarbiausius kosmose vykstančius procesus, bet nepelnytai. Jie saugo planetų atmosferas – pavyzdžiui, Veneros vanduo greičiausiai dėl to nelabai sparčiai bėga į kosmosą. Taip pat jie atsakingi už didelę dalį radijo spinduliuotės – pavyzdžiui, iš rudųjų nykštukių; praeitą savaitę pirmas toks objektas atrastas būtent per radijo spinduliuotę. Dėl magnetinių laukų kyla ir aktyvių galaktikų čiurkšlės, kurios paveikia ištisų galaktikų spiečių radijo spinduliuotę. Kitose naujienose – neutroninių žvaigždžių susijungimo padarinių skaičiavimai, vidutinės tarpgalaktinių dujų temperatūros vertinimas ir Paukščių Tako augimo istorijos pėdsakai. Gero skaitymo!

***

Veneros vanduo nepabėgo į kosmosą. Veneros paviršius šiuo metu pasižymi pragariškomis sąlygomis: daugiau nei 400 Celsijaus laipsnių temperatūra, sieros rūgšties lietumi, milžinišku slėgiu. Bet praeityje Venera buvo daug panašesnė į Žemę – jos paviršiuje greičiausiai buvo daug skysto vandens, vandenynų gylis galimai siekė šimtus metrų. Kur dingo visas šis vanduo? Įprastai manoma, kad jis tiesiog išgaravo ir pabėgo į kosmosą – ir tikrai, Veneros aplinkoje dviem vandenilio jonams tenka vienas deguonies jonas, kas rodo, jog vandens molekulės pabėga iš atmosferos ir yra suardomos bei jonizuojamos. Visgi bendras pabėgęs vandens kiekis yra gerokai mažesnis, nei manomai egzistavo Veneros paviršiuje. Keliuose tyrimuose, nagrinėdami zondo Venus Express duomenis, mokslininkai išsiaiškino, jog ir vandenilio, ir deguonies jonų pabėgimo sparta priklauso nuo Saulės aktyvumo. Kuo Saulė aktyvesnė ir jos vėjas stipresnis, tuo mažiau vandenilio jonų pabėga – stiprus vėjas indukuoja magnetosferą aplink planetą ir nustumia vandenilio jonus atgal į atmosferą. Iš kitos pusės, deguonies atomai pabėga tuo sparčiau, kuo stipresnis Saulės vėjas – jie įgauna šiek tiek energijos iš Saulės vėjo dalelių. Susieję deguonies jonų pabėgimo spartą su Saulės aktyvumu, tyrėjai apskaičiavo, kiek deguonies galėjo pabėgti iš Veneros praeityje, sekdami iš kitų tyrimų turima informacija apie ilgalaikį Saulės šviesio kitimą. Deguonis Veneros atmosferoje turėtų atsirasti beveik vien iš yrančių vandens molekulių, tad deguonies pabėgimą galima nesunkiai konvertuoti į vandens pabėgimą. Gautas rezultatas, kad per pastaruosius 3,9 milijardo metų pabėgusio vandens kiekis atitinka vos 2-60 centimetrų storio vandens sluoksnį Veneros paviršiuje. Tai toli gražu nesiekia tikėtinų šimtų metrų vandenyno gylio. Kur pasidėjo likęs vanduo – nežinia. Galbūt reikšmingas vandens garų kiekis likęs atmosferoje, gal vanduo susigėrė į uolienas, o gal netgi buvo uždarytas popaviršiniuose rezervuaruose. Tą išsiaiškinti bus galima ateities misijų metu, dar detaliau nagrinėjant planetos atmosferą bei jos evoliuciją. Tyrimai aprašyti penkiuose straipsniuose, o visi kartu sudaro pagrindinės autorės daktaro disertaciją, kurią rasite čia.

***

Vandens pabėgimas iš Marso. Marse praeityje buvo daug skysto paviršinio vandens – jūros ir vandenynai, ežerai ir upės. Dabar viso to nebėra – plonėjant atmosferai, vanduo išgaravo ir pabėgo į kosmosą. Naujame tyrime nagrinėjamas vandens molekulių pabėgimo procesas. Nuo 2014 metų Marsą stebinti NASA kosminė observatorija MAVEN tyrinėja planetos atmosferą, jos savybių kitimą keičiantis metų laikams ir kitoms aplinkybėms. Naujajame darbe analizuojama daugiau nei ketverių Žemės (daugiau nei dvejų Marso) metų laikotarpį apimanti informacija apie vandens garų kiekį atmosferos viršuje, maždaug 150 km virš paviršiaus. Atrastos dvi svarbios tendencijos. Daugiau vandens molekulių į viršų pakyla pietinio pusrutulio vasarą, kai planeta yra arčiausiai Saulės, todėl vidutiniškai šiltesnė. Be to, žymiai daugiau vandens pakyla dulkių audrų metu – panašu, kad jos ypatingai efektyviai iškelia vandens molekules nuo paviršiaus kosmoso link. 2018 metų birželį, kai Marsą apjuosė globali dulkių audra, vandens garų koncentracija viršutinėje atmosferoje buvo net 20 kartų aukštesnė, nei įprastai tokiu metų laiku. Per 45 dienas trukusią audrą Marsas neteko tiek pat vandens, kiek per visus likusius Marso metus – apie 687 dienas. Anksčiau buvo manoma, kad vandens garai Marse, panašiai kaip Žemėje, lieka žemutinėje atmosferos dalyje, iki 40-50 kilometrų virš paviršiaus. Visgi panašu, kad bent jau per dulkių audras vanduo sėkmingai pakyla daug aukščiau. Pakilus iki 60-70 kilometrų aukščio, atmosferoje pagausėja jonizuotų atomų ir molekulių dalis; jos, susidūrusios su vandens molekulėmis, suardo pastarąsias. Silpna planetos gravitacija neišlaiko palaidų vandenilio ir deguonies atomų, tad jie lengvai pabėga į kosmosą. Per milijardus metų šis procesas lengvai galėjo sunaikinti net ir didžiules Marse buvusio vandens atsargas. Tyrimo rezultatai publikuojami Science.

***

Naktinės Europos pusės švytėjimas. Jupiterio palydovas Europa skrieja pro planetos magnetosferą, tad jį nuolat bombarduoja energingos dalelės. Pati Europa neturi magnetinio lauko, kuris sulaikytų daleles ar nukreiptų jas šalin, taigi jos nuolatos pataiko į paviršinį ledą. Sąveikos turėtų sukelti įvairių cheminių reakcijų bei fizikinių reiškinių. Naujame tyrime parodyta, kad vienas iš šių reiškinių – švytėjimas, kuris turėtų būti pastebimas naktinėje Europos pusėje. Laboratorijos sąlygomis Europos ledui analogiški bandiniai, paveikti energingų dalelių srautu, ėmė švytėti maždaug 525 nanometrų – žalsvą – šviesą. Švytėjimas silpnesnis bandiniuose su daug natrio chlorido ir karbonato, o stipresnis bandiniuose su daug epsomito – magnio sulfato. Taigi ateities misijų, tokių kaip dabar planuojamos Europa Clipper, metu Europos paviršiaus sandarą būtų galima įvertinti tiesiog matuojant naktinės pusės švytėjimo intensyvumą. Tyrėjų teigimu, panašaus švytėjimo galima tikėtis ir kituose Jupiterio palydovuose, pavyzdžiui Ijo ar Ganimede. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Astronomy.

***

Saulės sistemos formavimosi trukmė. Žvaigždei susiformuoti – nuo molekulinio debesies šerdies atsiskyrimo iki termobranduolinių reakcijų įsižiebimo – įprastai užtrunka apie 1-2 milijonus metų. Naujame tyrime parodyta, kad Saulės sistema galimai tą padarė kelis kartus greičiau – per 200 tūkstančių metų. Tyrimas paremtas meteoritų, vadinamų chondritais, analize. Chondritai yra nemetalingi asteroidai; jie formuojasi jungiantis dulkėms žemoje temperatūroje. Kai kuriuose chondrituose randama inkliuzų, sudarytų iš kalcio ir aliuminio. Šie inkliuzai turėjo formuotis aukštoje temperatūroje, pakankamoje išlydyti šiuos metalus. Tokia temperatūra buvo pasiekta Saulei formuojantis, kai į ją sparčiai krito medžiaga iš apvalkalo, iš kurio vėliau susidarys protoplanetinis diskas. Vėliau metalingos granulės pateko į šaltesnę aplinką, kur tapo chondritų dalimi. Metalingieji inkliuzai yra seniausi kieti kūnai Saulės sistemoje; didžioji jų dalis susiformavo prieš 4,567 milijardo metų, maždaug 200 tūkstančių metų intervale. Tą leidžia nustatyti radioaktyvus datavimas, nagrinėjant radioaktyvių švino izotopų – atmainų su skirtingu neutronų skaičiumi branduolyje – skilimą jų viduje. Naujajame tyrime mokslininkai išnagrinėjo kito cheminio elemento, molibdeno, izotopų santykį chondritų inkliuzuose ir nustatė, kad šio santykio variacija apima visą Saulės sistemos protoplanetinio disko įvairovę. Tai reiškia, kad per minėtus 200 tūkstančių metų inkliuzai formavosi visame protoplanetiniame diske, o ne tik siaurame jo ruože. Kitaip tariant, ir visas protoplanetinis diskas susiformavo per 200 tūkstančių metų. Žinoma, šis atradimas remiasi anksčiau atliktu chondritų inkliuzų datavimu, kuris gali pasirodyti esąs ne visai teisingas. Kaip bebūtų, tai yra kol kas tvirčiausias Saulės sistemos formavimosi trukmės apibrėžimas. Tyrimo rezultatai publikuojami Science.

***

Rudoji nykštukė radijo bangose. Rudosios nykštukės yra tarpiniai objektai tarp planetų ir žvaigždžių – 13-80 kartų masyvesni už Jupiterį, bet nepakankamai masyvūs, kad jų branduoliuose prasidėtų vandenilio termobranduolinės reakcijos. Mažiausios masės nykštukės yra vos didesnės už Jupiterį, o jų temperatūra siekia apie 700 kelvinų – maždaug 400 Celsijaus laipsnių. Masyviausiųjų gravitacija jas suspaudžia iki mažesnio nei Jupiterio spindulio, o temperatūra pakyla iki 2700 kelvinų. Pastarieji objektai švyti sodria raudona šviesa. Apskritai rudosios nykštukės yra ypatingai blausios, tad ir aptikti jas sudėtinga. Dabar pirmą kartą rudoji nykštukė aptikta vien iš radijo spinduliuotės. Dujinės planetos, tokios kaip Jupiteris, turi labai stiprų magnetinį lauką, į kurį patekusios elektringos dalelės ima suktis spiralėmis ir skleisti radijo bangas. Rudosios nykštukės irgi pasižymi stipriu magnetiniu lauku; pastaraisiais metais ne kartą buvo stebima žinomų nykštukių radijo spinduliuotė. Naujai atrastas objektas, BDR J1750+3809, užfiksuotas pagal poliarizuotą 144 MHz dažnio radijo spinduliuotę; vėliau sekę infraraudonųjų spindulių stebėjimai patvirtino, kad tai tikrai rudoji nykštukė. Objekto masė yra apie 25 kartus didesnė nei Jupiterio, taigi tai yra viena mažesnių rudųjų nykštukių; tiesa, jos radijo spinduliuotė maždaug šimtą kartų stipresnė, nei anksčiau aptiktų panašaus dydžio objektų. Tai gali būti sąveikos su kompanione arba nesferiškos radijo spinduliuotės (į mus nukreiptos čiurkšlės) požymis. Nors šis atradimas – kol kas vienintelis toks, neabejotinai jų bus ir daugiau. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Planetų atmosferų garavimas. Žvaigždės spinduliuotė bei žybsniai gali pakenkti planetos atmosferai. Kuo žvaigždė ryškiau šviečia, tuo planetos atmosfera labiau įkaista ir išsipučia; taip pat išsipūsti atmosfera gali sugėrusi žvaigždės žybsnio energiją. Dėl abiejų priežasčių atmosfera greičiau pabėga į kosmosą, taigi per ilgą laiką jos gali apskritai nebelikti. Naujame tyrime šiuos procesus bandoma įvertinti kiekybiškai. Tyrėjai pasinaudojo TESS kosminio teleskopo surinktais duomenimis apie skirtingų tipų žvaigždžių žybsnių dažnį bei energingumą ir suskaičiavo, kiek atmosferos netektų įvairiu atstumu – bet vis dar gyvybinėje zonoje – esančios planetos. Paaiškėjo, kad dauguma atvejų didesnę įtaką turi ne žybsniai, o tiesiog ilgalaikė spinduliuotė, kuri per milijardą metų lengvai gali išgarinti šimtadalio Žemės masės atmosferą. Pavojingiausios savo planetoms yra žvaigždės, kurių masė siekia 36-60% Saulės masės. Jų spinduliuotė tesiekia 1,5-7% Saulės šviesio, tad skystam vandeniui tinkamos planetos turėtų būti labai arti žvaigždės, ir jų atmosferos išgaruotų palyginus greitai. Iš kitos pusės, dar mažesnių žvaigždžių aktyvumas toks silpnas, kad planetos prie jų yra saugiausios šiuo požiūriu ir gali išlaikyti atmosferas milijardus metų. Būtent pastarosios planetos gali būti tinkamiausios gyvybei. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Planetinis ūkas IC 4593. Rentgeno ir regimųjų spindulių nuotraukų montažas. Šaltinis: Rentgeno nuotrauka: NASA/CXC/UNAM/J. Toalá et al.; Regimųjų spindulių nuotrauka: NASA/STScI

Nuo Saulės nutolusi 2400 parsekų, ši žvaigždė yra arti gyvenimo pabaigos. Vienas iš tuo metu nutinkančių reiškinių – planetinio ūko suformavimas, kai žvaigždė lengvai nusimeta išorinius sluoksnius, o jos centras virsta baltąja nykštuke. Išmesta medžiaga, sąveikaudama su aplinka, švyti įvairiomis spalvomis ir sukuria dažnai daugmaž simetrišką struktūrą. Pirmasis toks ūkas – Hantelio ūkas arba M27 – aptiktas XVIII a. viduryje, o čia matomas IC 4593 yra tolimiausias, užfiksuotas Chandra kosminių spindulių teleskopu.

***

Paukščių Tako augimo istorija. Kaip ir kiekviena galaktika, mūsų Paukščių Takas per gyvenimą patyrė ne vieną susiliejimą. Jų metu Galaktika prarijo mažesnes palydoves, kurių įvairios liekanos kartais dar tebėra matomos. Pavyzdžiui, žvaigždžių cheminės sudėties ir orbitų analizė prieš keletą metų atskleidė reikšmingą susiliejimą prieš 10 milijardų metų; tada praryta galaktika pavadinta Gaja-Enceladu. Naujame tyrime, pasitelkę neuroninį tinklą, mokslininkai atskleidžia detalesnę nei bet kada iki šiol Galaktikos patirtų susiliejimų istoriją. Kiekviena galaktika į Paukščių Taką įkrito su sava kamuolinių žvaigždžių spiečių populiacija; šie spiečiai, priešingai nei likusi galaktikos dalis, nesubyrėjo, o egzistuoja iki šių dienų. Taigi žinodami šiandien egzistuojančių kamuolinių spiečių amžius, metalingumus ir orbitų savybes, iš principo galime atkurti ir Paukščių Tako augimo istoriją. Visgi uždavinys yra labai sudėtingas, nes yra daugybė galimų susiliejimų istorijų, kurios duotų panašias šiandienines kamuolinių spiečių populiacijas. Tad tyrėjai pasitelkė į pagalbą dirbtinį neuroninį tinklą, kurį apmokė pagal detalaus skaitmeninio galaktikų evoliucijos modelio rezultatus. Išmokęs susieti šiandieninių spiečių populiacijų savybes su galaktikų augimo istorijomis, tinklas atskleidė ir Paukščių Tako istoriją. Gauti rezultatai puikiai atitinka seniau žinomus duomenis apie keturis susiliejimus – Gajos-Encelado, Helmi srautų, Šaulio bei Sekvojos. Taip pat rezultatai rodo, kad buvo ir dar vienas susiliejimas, kurio užuominos atrastos neseniai, bet apie prarytą galaktiką nebuvo žinoma beveik nieko. Ši galaktika, praminta Krakenu, buvo didžiausia Paukščių Tako praryta palydovė. Visgi ir ji buvo maždaug septynis kartus mažesnė, už mūsiškę, o pagal žvaigždžių masę – net 31 kartą mažesnė. Visos penkios galaktikos į Paukščių Taką atnešė apie milijardą Saulės masių žvaigždžių – maždaug tiek, kiek šiuo metu yra Galaktikos žvaigždiniame hale ir apie vieną 60-ąją visos žvaigždžių masės dalį. Taigi mūsų Galaktika didžiąja dalimi augo pati savaime, o susiliejimai tik nežymiai pakoregavo jos istoriją. Visi susiliejimai įvyko prieš 6-11 milijardų metų. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Neutroninių žvaigždžių susidūrimo padariniai. Susijungus dviem neutroninėms žvaigždėms, įvyksta gama spindulių žybsnis, išspinduliuojamos gravitacinės bangos, o susidūrimo vietoje lieka arba masyvesnė neutroninė žvaigždė, arba juodoji skylė. Kaip žinoti, koks objektas susidarys? Pasirodo, tai priklauso ne tik nuo neutroninių žvaigždžių masės, bet ir nuo jų sandaros. Naujame tyrime šis ryšys nagrinėjamas naudojant detalius skaitmeninius modelius. Neutroninių žvaigždžių sandaros laboratoriškai nagrinėti neįmanoma, nes ten pasiekiami tokie tankiai, kokių mes dirbtinai sukurti neturime jokių galimybių; net nežinome, kaip medžiaga apskritai elgiasi tokiomis ekstremaliomis sąlygomis. Egzistuoja keli teoriniai modeliai; šio tyrimo autoriai įvertino jų visų poveikį neutroninių žvaigždžių susiliejimo procesui. Nustatyta, kad kuo „minkštesnės“ neutroninių žvaigždžių gelmės, tuo lengviau jos gali suformuoti juodąsias skyles – ekstremaliais atvejais užtenka vos 2,7 Saulės masių dvinarės sistemos, kad po susiliejimo gautume juodąją skylę. Tuo tarpu „kietesnės“ neutroninės žvaigždės linkusios suformuoti greitai besisukančią ir dėl to kolapsui atsparią neutroninę žvaigždę – taip gali nutikti net kai suminė sistemos masė siekia 3,4 Saulės mases. Ateityje gausėjantys neutroninių žvaigždžių susiliejimų stebėjimai gravitacinėmis bangomis leis nustatyti, kokia gi yra kritinė dvinarės masė, kurią pasiekus susiliejimas suformuoja juodąją skylę, ir taip atmesti kai kuriuos neutroninių žvaigždžių sandaros modelius. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Aktyvios galaktikos spiečiuose. Kai kuriose galaktikose matomos čiurkšlės – energingi dalelių srautai, lekiantys nuo centro iki galaktikos pakraščių ir dar toliau. Jei galaktika kosmose skrajoja pati viena, čiurkšlė dažniausiai yra tiesi, mat jai sklisti trukdo tik pakeliui sutinkama daugmaž stacionari medžiaga. Spiečiuose situacija pasikeičia – juda ir galaktikos, ir tarpgalaktinė medžiaga, o pastarosios tankis pakankamas, kad iškreiptų čiurkšlių formą. Seniai žinoma, kad čiurkšlės perduoda daug energijos tarpgalaktinei medžiagai ir neleidžia jai per greitai atvėsti. Naujame tyrime nustatyta, kad čiurkšlės turi poveikį ir tarpgalaktinės medžiagos nešiluminei spinduliuotei. Tyrėjai ėmėsi nagrinėti minihalus – palyginus mažas struktūras spiečiuose, gaubiančias centrines jų galaktikas. Minihaluose esančios dujos skleidžia daug radijo spinduliuotės – turbūt dėl to, kad ten energingi elektronai ir protonai juda, veikiami magnetinių laukų. Detaliai ištyrę visų žinomų – beveik 30 – minihalų ir juose esančių centrinių spiečių galaktikų radijo bei rentgeno spinduliuotę, tyrėjai rado tvirtas koreliacijas tarp halo radijo ir rentgeno spinduliuotės bei tarp halo ir galaktikos radijo spinduliuotės. Šiuos sąryšius geriausiai paaiškina modelis, pagal kurį čiurkšlės, išsiveržusios iš galaktikų, suteikia ne tik šiluminės energijos dujoms apskritai, bet taip pat energizuoja ir elektringų dalelių populiaciją, kuri ima ryškiau švytėti radijo diapazone. Šis atradimas padės geriau suprasti galaktikų spiečių evoliuciją ir galaktikose vykstančių energingų procesų poveikį jų aplinkai. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Dujos Visatoje darosi karštesnės. Visata nuo pat atsiradimo plečiasi, tad vidutinis energijos tankis joje mažėja. Jei mažėja energijos, turėtų mažėti ir temperatūra, kuri yra tiesiog energijos išraiška, ar ne? Tai tikrai galioja foninės spinduliuotės fotonams, kurių energija nuo susiformavimo 380 tūkstančių metų po Didžiojo sprogimo sumažėjo daugiau nei 1000 kartų ir dabar atitinka temperatūrą, vos 2,7 laipsnio aukštesnę už absoliutų nulį. Bet štai aplinkgalaktinių ir tarpgalaktinių dujų temperatūra, priešingai, laikui bėgant auga. Tokia išvada padaryta išnagrinėjus tos pačios kosminės foninės spinduliuotės žemėlapį ir netolygumus joje, matomus greta daugybės galaktikų. Foninės spinduliuotės fotonai, sklisdami pro karštų dujų telkinį, gali įgyti energijos, todėl mus pasiekia karštesni – tai vadinama šiluminiu Sunjajevo-Zeldovičiaus efektu. Kuo dujos karštesnės, tuo ir pokytis didesnis. Apjungę Planck teleskopu darytus kosminės foninės spinduliuotės stebėjimus su daugiau nei dviejų milijonų galaktikų padėčių informacija, tyrėjai nustatė, kiek pakinta foninės spinduliuotės temperatūra greta kiekvienos iš galaktikų, ir sudėliojo šiuo pokyčius pagal atstumą iki galaktikų. Tai leido nustatyti, kad per pastaruosius septynis milijardus metų – kiek siekia tolimiausios analizei panaudotos galaktikos – vidutinė dujų temperatūra išaugo maždaug tris kartus, iki 2 milijonų kelvinų. Pratęsus temperatūros tendenciją į dar ankstesnius laikus atrodo, kad per 10 milijardų metų vidutinė temperatūra galėjo išaugti apie 10 kartų. Šis rezultatas neprieštarauja ankstesniems vertinimams, tiesa, pastarieji duoda tik viršutinę dujų temperatūros ribą. Bet kuriuo atveju, šiluminė dujų energija sudaro tik labai menką visos Visatos masės-energijos dalį, tad bendrai Visatos evoliucijai šis pokytis įtakos nedaro. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Skaitmeniniai modeliai yra viena svarbiausių šiuolaikinių astrofizikinių tyrimų dalių. Tiesa, tai ne vienintelė sritis, kurioje programavimas yra labai reikšmingas astrofizikams. Apie tai naujame siužete pasakoja Dr Becky:

Pirmojo siužeto dalis apie skaitmeninius modelius buvo šiek tiek apkarpyta, čia rasite visą, neredaguotą ir netrumpintą pokalbį su Dr. Ricarda Beckmann:

***

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

Laiqualasse

3 komentarai

  1. Sveiki ačiū labai už kąsnelį visatos puikiai susiskaitė, gal kada galėtumėt parašyt daugiau apie mūsų žemę. Kodėl po 4 milijardų metų branduolys vis dar karštas iš kur tiek daug geležies ir tt….

Leave a Reply

El. pašto adresas nebus skelbiamas. Būtini laukeliai pažymėti *