Praėjusią savaitę daug naujienų susijusios su žvaigždėmis ir jų aktyvumu. Ir Saulės aktyvumas iš vienos pusės keistas, iš kitos – labai normalus, ir raudonųjų nykštukių aktyvumas kenkia jų planetų gyvybingumui, ir paslėptą galaktiką padeda aptikti žvaigždėdaros aktyvumas joje… Šios ir kitos naujienos, kaip visada, po kirpsniuku. Gero skaitymo!

***

Saulės vainiko aktyvumas. Saulės atmosferos išorinė dalis – vainikas – susideda iš labai retos ir labai karštos plazmos. Medžiagos temperatūra ten viršija milijoną kelvinų. Dabar, išanalizavus Saulės dinamikos observatorijos (SDO) septynerių metų duomenis, nustatyta, kad skirtingi vainiko regionai evoliucionuoja nevienodai. Kai kurios vainiko dalys yra aktyvios – žybsi, spjaudosi medžiagos čiurkšlėmis ir pan., – o kitos – ne. Aktyvių regionų vidutinė temperatūrą išlieka vienoda nepriklausomai nuo to, kurioje 11 metų ciklo dalyje yra Saulė. O neaktyvių regionų temperatūra pakinta nuo 1,4 iki 1,8 milijonų kelvinų, Saulei pereinant į aktyvumo piką. Energingi ultravioletiniai spinduliai formuojasi būtent neaktyvioje Saulės vainiko dalyje. Tyrimo rezultatai publikuojami Science Advances.

1985-2016 metų duomenys rodo, kad Saulėje vyksta ir ilgalaikiai pokyčiai, ilgesni už 11 metų ciklą. Šio ciklo metu tarp kitų indikatorių kinta ir Saulės vibracijų dažniai bei amplitudės. Nauja duomenų analizė parodė, kad per pastaruosius du ciklus žemo dažnio vibracijų buvo mažiau, nei ankstesniuose. Tai gali reikšti, kad išorinis Saulės sluoksnis plonėja. Jei tokia interpretacija ir teisinga, kol kas nežinome, kodėl tai gali vykti ir kokie pokyčiai gresia ateityje. Tyrimo rezultatai arXiv.

Paties 11 metų ciklo egzistavimas ilgą laiką buvo vertinamas kaip Saulės keistenybė, skirianti ją nuo kitų panašių žvaigždžių. Mat kitų žvaigždžių aktyvumas kito kitokio ilgio periodais. Bet dabar nauji skaitmeniniai modeliai parodė, kad žvaigždės aktyvumo ciklo periodas priklauso nuo jos šviesio ir sukimosi greičio. Įvertinus sąryšį su šiais parametrais paaiškėjo, kad Saulės aktyvumo periodas visiškai atitinka tą pačią priklausomybę, kaip ir kitų panašių į ją žvaigždžių. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Kelionė į Mėnulį. Floridoje yra kompanija Moon Express, dalyvaujanti Google Lunar X Prize varžybose nusiųsti zondą į Mėnulį, kuris jo paviršiuje pasivažinėtų ir atsiųstų aukštos raiškos filmuotą medžiagą. Praeitą savaitę kompanijos atstovai pranešė, kad tai – tik pradžia, o planų jie turi visos Saulės sistemos tyrimams. Kompanija ketina sukurti daug įvairių zondų, kuriais į Mėnulį ir iš jo būtų galima gabenti šimtus kilogramų krovinių. Vėliau zondus būtų galima panaudoti ir tolimesnių Saulės sistemos objektų tyrimams. Šios idėjos pristatytos ir su proceso vizualizacijomis, kurias rasite čia.

***

Lygiai prieš dvejus metus, 2015 liepos 14-ą dieną, New Horizons praskrido pro Plutoną ir pradėjo siųsti nuotraukas. Dabar New Horizons misijos komanda sukūrė vaizdo siužetą, kuriame galite pasijusti tarsi zondas, skrendantis virš nykštukinės planetos paviršiaus:

***

Planetos poveikis diskui. Planetos formuojasi protoplanetiniuose diskuose, sudarytuose iš dujų ir dulkių. Planetos gravitacija sutraukia arba išstumdo aplinkines dujas ir padalina diską į du žiedus – bent jau taip buvo manoma anksčiau. Taigi atradus jaunas žvaigždes su diskais, kuriuose tarpų buvo daug, tai būdavo interpretuojama kaip keleto planetų formavimosi požymis. Bet dabar nauji detalūs skaitmeniniai modeliai parodė, kad ir viena planeta gali sukurti keletą tarpų diske. Šiuose modeliuose įskaičiuotas ir dujų, ir dulkių judėjimas. Planetos gravitacija atveria ne vieną tarpą, o du – į vidų ir į išorę nuo savo orbitos. Tada dulkės ima telktis abiejų tarpų kraštuose ir suformuoja tris žiedus. Vėliau, priklausomai nuo dujų savybių, žiedai gali skaidytis ir daugiau. Taigi net ir labai sudėtingai atrodančios realios sistemos gali atsirasti dėl vos vienos planetos poveikio. Tyrimo rezultatai arXiv.

Planetų formavimasis įprastai aprašomas kaip asteroidų ir panašių uolinių darinių jungimasis į vis didesnius objektus. Tačiau tokie modeliai nepaaiškina kai kurių stebimų planetų savybių. Dabar pasiūlytas alternatyvus modelis, kuriame teigiama, jog pirmykščiuose asteroiduose buvę radioaktyvūs elementai skildami skleidė pakankamai šilumos, kad ištirpdytų ledą ir paverstų juos purvo kamuoliais. Tokie kamuoliai lengviau gali jungtis tarpusavyje ir formuoti planetas, kuriose vėliau jau atsiranda didelio masto uolienos. Tyrimo rezultatai publikuojami Science Advances.

***

Planetos prie dvinarių. Keplerio teleskopas aptiko tūkstančius egzoplanetų. Kai kurios iš jų sukasi aplink dvinares žvaigždes, bet tą ne visada žinome aptikimo metu. Tokiu atveju galime neteisingai įvertinti planetos spindulį, nes ji uždengia mažesnę bendro abiejų žvaigždžių diskų ploto dalį, nei uždengtų vienos žvaigždės atveju. Šis reiškinys vadinamas „tranzito atskiedimu“; dėl jo kai kurių planetų spinduliai nustatomi mažesni, nei yra iš tikro. Dabar atlikta 29 planetų prie 15 dvinarių žvaigždžių analizė, įvertinant tranzito atskiedimo poveikį. Nustatyta, kad visų planetų spinduliai iš tikro yra reikšmingai didesni, nei buvo nustatyta nežinant, kad žvaigždė yra dvinarė. Pataisa priklauso ir nuo to, ar planeta sukasi aplink didesnę, ar aplink mažesnę poros žvaigždę – tai leido nustatyti, kad bent 14 iš 29 planetų tikrai sukasi aplink didesniąsias žvaigždes. Likusios planetos gali suktis ir aplink vieną, ir aplink kitą. Šių pataisų žinojimas ir teisingas planetų dydžių įvertinimas ypatingai svarbus tyrinėjant uolines planetas, nes jų spindulys nurodo ir cheminę sudėtį, o pastaroji – tikėtinas atmosferos ir planetos paviršiaus chemines reakcijas bei galimybę aptikti gyvybės pėdsakus. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Gyvybinės zonos pavojai. Gyvybinė zona – regionas aplink žvaigždę, kuriame esančių planetų paviršiaus temperatūra tinkama skystam vandeniui egzistuoti – dažnai naudojama kaip būdas atskirti planetas, kuriose galima tikėtis rasti gyvybės pėdsakų, nuo visų kitų. Bet iš tikro šis terminas nėra labai teisingas, nes gyvybei reikalinga ne vien tinkama temperatūra. Du praeitą savaitę paskelbti tyrimai nagrinėja egzoplanetų tinkamumo gyvybei problemą, ypač prie raudonųjų nykštukių, tokių kaip TRAPPIST-1 sistemoje, kurioje neseniai aptiktos septynios į Žemę panašios planetos. Pirmame darbe nagrinėjami baziniai fizikiniai parametrai, tokie kaip planetos atmosferos išsilaikymas. Prie raudonųjų nykštukių, kurių gyvybinė zona yra gerokai arčiau žvaigždės, planetų atmosferoms išlikti būtų labai sudėtinga dėl žvaigždės žybsnių ir vėjo erozijos. Kitos grupės identifikuota problema – žvaigždės vėjo tankis ties planetomis gyvybinėse zonose yra žymiai didesnis, nei Saulės vėjo tankis ties Žeme. Tai gali sudaryti sąlygas žvaigždės magnetinio lauko linijoms susijungti su planetos magnetosfera; tada žvaigždės vėjas imtų plūsti į planetą ir taip naikintų bet kokią užsimezgančią gyvybę. Abu rezultatai – tikrai nedžiuginantys, kalbant apie gyvybės ar gyvybei tinkamų planetų paieškas, nes raudonosios nykštukės yra dažniausias žvaigždžių tipas Galaktikoje. Tyrimo rezultatai arXiv: pirmasis ir antrasis.

***

Pačios mažiausios žvaigždės. Tam, kad žvaigždė būtų žvaigždė, t.y. kad jos centre vyktų termobranduolinės sintezės reakcijos ir vandenilis virstų heliu, jos masė turi būti bent 8% Saulės masės. Dabar aptikta žvaigždė, tik minimaliai viršijanti šią ribą, o jos spindulys yra mažiausias kada nors išmatuotas žvaigždės spindulys. Žvaigždė EBLM J0555-57 yra dvinarė, kurios masyvesnė komponentė yra Saulės masės žvaigždė, o mažesnioji yra tik 85 kartus masyvesnė už Jupiterį. Jos spindulys apskritai siekia tik 84% Jupiterio spindulio ir yra panašus į Saturno spindulį. Šios žvaigždės masė nedaug skiriasi nuo TRAPPIST-1 žvaigždės, prie kurios neseniai atrastos septynios uolinės planetos, masės, bet spindulys yra apie 30% mažesnis. Kodėl šių žvaigždžių spinduliai taip skiriasi – neaišku. Tokios žvaigždės, kaip EBLM J0555-57 mažoji komponentė, būtų puikūs taikiniai planetų paieškoms, nes planetų tranzitai labai reikšmingai pritemdytų žvaigždės šviesį. Tiesa, pačios tokios žvaigždės yra sunkiai aptinkamos dėl savo blausumo. Tyrimo rezultatai arXiv.

Objektai, kurie nepasiekia 8% Saulės masės, bet viršija 13 Jupiterio masių yra vadinami rudosiomis nykštukėmis. Jų centruose gali vykti deuterio ir tričio jungimosi termobranduolinės reakcijos, bet jų kuriamos šilumos nepakanka sustabdyti objekto traukimuisi, todėl jos vadinamos „nepavykusiomis žvaigždėmis“. Pagal temperatūrą jos skirstomos į tris grupes – L, T ir Y. Šalčiausių ir blausiausių, Y klasės, rudųjų nykštukių žinoma vos 24, todėl jų savybes suprasti kol kas labai sudėtinga. Praeitą savaitę pristatyti labai detalių keturių tokių nykštukių stebėjimų rezultatai. Iš jų paaiškėjo, kad šių objektų atmosferos nėra nusistovėjusios į pusiausvirą būseną, tad ir jas analizuojant reikia į tai atsižvelgti. Y tipo nykštukėms, kurių paviršiaus temperatūra yra apie 450 kelvinų (180 Celsijaus laipsnių), tinka modeliai, kuriuose nėra debesų, o vėsesnių nykštukių atmosferose formuojasi debesys. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Molekulės supernovos liekanoje. Supernovos smūginė banga įkaitina medžiagą iki aukštų temperatūrų, bet taip pat ją suspaudžia, todėl vėsdamos dujos gali formuoti įvairius cheminius junginius. Dabar pirmą kartą supernovos liekanoje aptiktos jonizuoto formilo (HCO+) ir sieros oksido (SO) molekulės. Taip pat toje pačioje supernovos liekanoje – SN1987A – aptiktos ir dvi seniau žinomos molekulės anglies ir silicio monoksidai (CO ir SiO). Įprastai tokios molekulės randamos žvaigždėdaros regionuose. Kartais žvaigždėdarą sukelia supernovų sprogimai, o šie rezultatai rodo, kad supernovos gali sukelti ne tik dinaminį, bet ir cheminį poveikį žvaigždėdaros regionams. Šie stebėjimai taip pat leido sudaryti trimatį SN1987A modelį, kuris padėjo patikslinti molekulių pasiskirstymą erdvėje. Nauji rezultatai iš esmės atitinka senus modelius, kurie teigia, kad supernovos liekana, sąveikaudama su aplinka, išstumia pailgas medžiagos struktūras. Tyrimų rezultatai arXiv: molekulių ir trimačio modelio.

***

Savaitės paveiksliukas – Hablo teleskopu daryta galaktikos IC 342 nuotrauka. Ši galaktika yra palyginus netoli – apie keturis kartus toliau, nei Andromeda – tačiau pamatyti ją iš Žemės labai sudėtinga. Mat ją dengia mūsų Galaktikos juosta. Tačiau Hablas sugeba pamatyti jos spindesį ir pro didelius dulkių debesis, dengiančius jos šviesą.

***

Galaktikų sukimosi skirtumai. Gana grubiai visas dideles galaktikas galima suskirstyti į diskines ir elipsines. Skirtumai tarp jų yra įvairūs, o vienas iš jų – elipsinės galaktikos vidutiniškai sukasi apie penkis kartus lėčiau, nei diskinės. Nauja stebėjimų duomenų analizė atskleidžia šio skirtumo prigimtį. Išanalizavę daugybės galaktikų formavimosi istorijas, mokslininkai nustatė, kad elipsinės galaktikos bendrai paėmus susiformavo anksčiau ir sparčiau, nei diskinės. Toks formavimasis taip pat reiškė, kad jas sudaranti medžiaga krito į centrines dalis iš visų pusių ir prarado judesio kiekio momentą, t.y. priešpriešiniai medžiagos srautai susidūrė ir sustabdė vienas kito sukimąsi. Tuo tarpu diskinės galaktikos formavosi lėtai, o medžiaga į jas krito tvarkingai, todėl išlaikė savo judesio kiekio momentą. Apibendrinant tai reiškia, kad galaktikų sukimasis priklauso nuo jų formavimosi istorijos, o ne nuo aplinkos, kurioje jos gyvena. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Didžiausia struktūra Visatoje. Kuo daugiau duomenų surenkame apie galaktikų išsidėstymą Visatoje, tuo daugiau įvairių struktūrų aptinkame. Praeitą savaitę paskelbta apie vieną iš jų – bene masyviausią galaktikų superspiečių, pavadintą Saraswati (tai yra induizmo meno ir muzikos deivės vardas). Jis driekiasi apie 200 megaparsekų, nuo mūsų nutolęs yra per kiek daugiau nei vieną gigaparseką, o jame esančios medžiagos bendra masė siekia 20 kvadrilijonų Saulės masių. Dar prieš porą dešimtmečių buvo manoma, kad tokios didelės struktūros apskritai neturėtų egzistuoti, bet vėlesni stebėjimai parodė priešingai. Superspiečiaus aplinka leidžia spręsti, kad jis į daugmaž vientisą struktūrą susijungė prieš keturis milijardus metų, kai Visatos plėtimasis tik pradėjo greitėti. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Visatos rejonizacijos progresas. 380 tūkstančių metų po Didžiojo sprogimo Visata atvėso tiek, kad elektronai ir protonai susijungė į neutralų vandenilį. Vėliau, po kelių šimtų milijonų metų, galaktikų spinduliuotė vėl jonizavo tarpžvaigždinę ir tarpgalaktinę terpę. Kaip vyko šis rejonizacijos procesas, kada jis prasidėjo ir baigėsi, tiksliai nėra aišku. Naujų stebėjimų rezultatai padeda detalizuoti jo procesą. Pirmą kartą aptikta ir išmatuota statistiškai reikšminga grupė tolimų galaktikų, kurias matome tokias, kokios jos buvo praėjus 800 milijonų metų po Didžiojo sprogimo (yra žinoma ir dar tolimesnių galaktikų, bet labai nedaug). Jų jonizuojanti spinduliuotė, pasiekianti mus, yra keturis kartus silpnesnė, nei galaktikų, kurių spinduliuotę matome iš milijardo metų po Didžiojo sprogimo laikų. Palyginus su analogiškų galaktikų nejonizuojančios spinduliuotės intensyvumo kitimu, galima nustatyti, kokia dalis jonizuojančios spinduliuotės buvo sugerta per 200 milijonų metų po išspinduliavimo. Šis skaičiavimas leidžia nustatyti, kad 800 milijonų metų po Didžiojo sprogimo Visatoje apie pusę tūrio dar užėmė neutralus vandenilis. Tai reiškia, kad didžioji dalis rejonizaciją sukėlusių galaktikų susiformavo anksčiau, nei prieš 800 milijonų metų. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Štai tokias naujienas išrinkau iš praėjusios savaitės. Kaip visada, laukiu jūsų klausimų ir komentarų.

Laiqualasse