Kąsnelis Visatos CDXVII: Deguonis

Be deguonies gyvybė Žemėje būtų visiškai kitokia, greičiausiai nebūtų ir protingų padarų. Apskritai deguonies svarba gyvybei nėra labai keistas reiškinys – visgi tai yra trečias gausiausias cheminis elementas Visatoje, taigi jo visur yra tikrai daug. Praėjusios savaitės naujienose deguonį sutinkame du kartus: vieną sykį kalbant apie Mėnulio dulkių panaudojimą žmonių reikmėms, kitą – apie senos žvaigždės cheminės sudėties tyrimą. Kitose naujienose – SpaceX įgulos kapsulės bandymas, gyvybei reikalingi junginiai kometos uodegoje, mazeriai aplink jauną žvaigždę, superryškios supernovos ir dar šis tas. Gero skaitymo!

***

Crew Dragon avarijos bandymas. Praeitą sekmadienį SpaceX susprogdino savo raketą. Tai buvo įgulos kapsulės Crew Dragon bandymas, skirtas patikrinti, ar kapsulė gali saugiai nusileisti, iškilus pavojui pakilimo metu. Bandymas buvo planuojamas šeštadieniui, bet dėl stipraus vėjo jį teko atidėti viena diena vėliau. Visgi sekmadienį ryte vietos laiku raketa Falcon 9, nešina Crew Dragon, pakilo sėkmingai. Praėjus kelioms minutėms po pakilimo kapsulė atsiskyrė nuo pirmosios raketos pakopos, o raketa pakrypo taip, kad netrukus subyrėjo ir sprogo dėl oro pasipriešinimo. Kapsulė įjungė savo variklius ir pasitraukė saugiu atstumu, o vėliau nukrito į Atlanto vandenyną ir buvo sėkmingai pargabenta į krantą. Šis bandymas atkartojo galimą scenarijų, kai kyla problemų pakilimo metu, ir parodė, kad kapsulė gali išsaugoti astronautų gyvybes, net jei atsiskirti nuo raketos tenka gerokai anksčiau, nei numatyta skrydžio plane. Po šio bandymo jau saugu bandyti kapsulę su įgula – pirmasis toks skrydis greičiausiai turėtų įvykti antrame metų ketvirtyje. Jo metu du astronautai nuskris į Tarptautinę kosminę stotį, kur praleis dvi savaites, o tada ta pačia kapsule grįš į Žemę. Tai būtų pirmasis žmonių skrydis į kosmosą iš JAV teritorijos nuo 2011 metų, kai baigė darbą Šatlai.

***

Oras iš Mėnulio dulkių? Mėnulio paviršių dengiančios dulkės – regolitas – daugiausia sudarytos iš deguonies. Deja, deguonis yra sukibęs su kitais elementais, daugiausiai įvariais metalais, į oksidus ir panašius junginius. Žemėje jau seniai oksidai apdorojami naudojant elektrolizės procesą – patalpinant medžiagą į elektrai laidų skystį ir paleidžiant elektros srovę. Pramonėje taip iš oksidų išgaunami gryni metalai, o deguonis tampa atlieka; jis sujungiamas su anglimi ir išmetamas lauk kaip anglies dvideginis ar smalkės. Dabar Europos kosmoso agentūra įrengė dedikuotą laboratoriją, skirtą tobulinti procesą, kaip elektrolizės būdu iš regolito išgauti ir metalus, ir deguonį. Patobulinę pramoninį procesą, mokslininkai tikisi sukurti sistemą, kuri leistų Mėnulio paviršių dengiančias dulkes panaudoti būsimų astronautų poreikių tenkinimui. Išgautas deguonis būtų naudingas ir žmonėms kvėpuoti, ir raketinio kuro gamybai, ir kitiems cheminiams procesams. Kiti elektrolizės produktai – įvairūs metalai – galėtų būti naudojami pastatams statyti, tik reikia išsiaiškinti, ar juos būtų įmanoma panaudoti iškart, ar reikėtų papildomai gryninti. Dar vienas svarbus tikslas – sumažinti elektrolizei reikalingą temperatūrą, nes dabar ji vykdoma naudojant skystą kalcio chloridą, kuris lydosi 950 laipsnių temperatūroje. Agentūros atstovai tikisi, kad ateinančio dešimtmečio viduryje galės nusiųsti gamyklos prototipą į Mėnulį.

***


Sluoksniuoti greičiausiai smiltainio klodai Vakariniame Kandoro tarpeklyje Marse. Šaltinis: NASA/JPL/University of Arizona

Marsą tyrinėjame įvairiais būdais ir prietaisais. Nors detaliausią informaciją suteikia ant paviršiaus stovintys ir judantys aparatai, nepamainomi yra ir orbitiniai zondai, tokie kaip NASA valdomas Marso apžvalgos zondas (Mars Reconnaisance Orbiter), dirbantis nuo 2004 metų. Jo HiRISE kamera pasiekia 30 centimetrų viename pikselyje raišką. Čia – viena naujesnių HiRISE darytų nuotraukų – Vakarinio Kandoro tarpeklio, esančio Marinerio slėnyje, dalis. Įvairiaspalvės struktūros yra sluoksniuotos uolienos, greičiausiai smiltainis. Smiltainis formuojasi drėgnoje aplinkoje, taigi tai yra vienas iš įrodymų, kad Marse kadaise buvo skysto vandens.

***

Amonio druskos kometoje 67P. Kometų uodegose aptinkama labai mažai azoto – gerokai mažiau, nei būtų galima tikėtis pagal anglies ir deguonies kiekį. Ilgą laiką buvo spėjama, kad azotas galbūt yra pernelyg lakus, kad susikondensuotų ant kometų, arba kad per puspenkto milijardo metų trukančią Saulės sistemos evoliuciją azotas spėjo išgaruoti. Bet dabar pateikti svarūs įrodymai kitai hipotezei – kad azoto nerandama todėl, kad beveik visi jo atomai sudaro įvairias druskas. Azotas lengvai jungiasi su trim vandenilio atomais į amoniaką, o amoniakas lengvai formuoja junginius, vadinamus amonio druskomis. Amonio druskos, patekusios į kometos uodegą, ilgai neišgyvena ir suyra, taigi jas aptikti tiesiogiai labai sunku. Bet galima aptikti jų irimo produktus – būtent tai padaryta, nagrinėja Rosetta zondo duomenis. Kometa 67P, kurią Rosetta tyrinėjo 2014-2016 metais, irgi turi mažai laisvo azoto uodegoje. Bet joje aptikta vandenilio chlorido, skruzdžių rūgšties, cianido ir kitų junginių, kurie susidaro yrant druskoms. Šių junginių kiekiai atitinka tikėtinus, jei kometoje yra tiek azoto, kiek ir vidutiniškai Saulės sistemoje, tik jis visas susitelkęs druskose. Įdomu, kad amonio druskos yra svarbūs junginiai gyvybiniams procesams. Taigi šis atradimas prisideda prie įrodymų, kad pirmieji gyvybei reikalingi junginiai Žemę pasiekė iš kosmoso. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Astronomy.

***

Encelado struktūros modeliai. Saturno palydovą Enceladą dengia storas ledo sluoksnis, bet pro jį veržiasi geizeriai iš popaviršinio vandenyno. Geizerių cheminės sudėties tyrimai padeda atskleisti vandenyno savybes ir ten vykstančius procesus. Naujame tyrime pristatomi Encelado struktūros modeliai, rodantys, kad vandenyno dugne greičiausiai vyksta įvairios uolienų cheminės reakcijos. Modeliai paremti nauja anglies dvideginio gausos geizerių medžiagoje analize bei seniau žinomais duomenimis apie vandenilio ir silicio dioksido kiekį. Pasirodo, geizerių sudėties duomenis geriausiai paaiškina modelis, kuriame Encelado vandenyno dugne yra daug įvairių uolienų, sąveikaujančių su vandenyno vandeniu ir sugeriančių jo anglies dvideginį. Kitaip tariant, per Saulės sistemos gyvavimo laiką didžioji dalis pirmykščio anglies dvideginio, buvusio Encelade, nusėdo uolienose. Savo ruožtu tai reiškia, kad Encelado gelmių cheminė sudėtis yra nevienoda: arčiau vandenyno esančiose uolienose daugiau anglies, gilesnėse – mažiau. Cheminės sudėties skirtumai gali sudaryti sąlygas atsirasti energijos šaltiniams, tokiems kaip hidroterminės versmės, kurie gali duoti pradžią ir gyvybei. Tyrimo rezultatai publikuojami Journal of Geophysical Researach.

***

Planetų judėjimą puikiai aprašo klasikinės, arba Niutono, mechanikos dėsniai. Deja, tikslus lygčių sprendimas įmanomas tik vienu atveju – kai turime du kūnus, besisukančius aplink bendrą masės centrą. Trijų kūnų uždavinys sprendžiamas nuo pat Niutono laikų. Per šimtmečius pasiūlyta įvairių sprendimų, kurie remiasi įvairiais supaprastinimais, skaitmeniniais metodais ar tinkami tik atskiriems atvejams. Kai kurie iš jų yra labai naudingi. Plačiau apie šį uždavinį – savaitės filmuke iš PBS Space Time:

***

Labai greitai augančios planetos. Didžiausia Saulės sistemos planeta Jupiteris yra tūkstantį kartų mažesnės masės, nei pati Saulė. Tuo tarpu prie mažesnių už Saulę M spektrinės klasės žvaigždžių neretai randamos planetos, net keletą kartų masyvesnės už Jupiterį. Jų masė siekia kelis procentus žvaigždės masės ir daugiau; didžiausiųjų masė netgi nedaug nusileidžia pačiai žvaigždei. Kaip jos formuojasi? Labai tikėtina, kad jos atsiranda masyviuose protoplanetiniuose diskuose, kai disko gravitacija lokaliai nusveria žvaigždės trauką ir diske ima formuotis gravitaciškai surištos medžiagos sankaupos. Tankėdamos jos virsta planetomis. Naujame tyrime išnagrinėta, kokios reikalingos sąlygos šiam disko nestabilumui prasidėti prie mažos masės žvaigždžių ir kaip greitai ten gali užaugti masyvios planetos. Paaiškėjo, kad fragmentacija prasideda, kai disko masė sudaro 30-60% žvaigždės masės – ištirtuose modeliuose tai atitiko 7-20% Saulės masės. Prasidėjusi fragmentacija vyksta labai sparčiai – aiškios protoplanetos susiformuoja vos per tūkstantį metų. Šių planetų centrai yra labai karšti, keletą kartų karštesni už Žemės branduolį. Tai reiškia, kad jaunos planetos turėtų skleisti daug infraraudonosios spinduliuotės ir jas būtų palyginus lengva aptikti. Jaunų M tipo žvaigždžių stebėjimai turėtų būti ir vaisingesni egzoplanetų paieškoms, ir padės nustatyti, kiek disko nestabilumas yra svarbus planetų formavimosi mechanizmas. Tyrimo rezultatai publikuojami Astronomy & Astrophysics.

***

Molekulių irimas garuojančioje planetoje. Kai kurios egzoplanetos yra labai karštos – jų paviršiaus temperatūra viršija netgi dalies žvaigždžių temperatūrą. Tokiame karštyje suyra dauguma molekulių. Įdomesnė situacija nutinka tuo atveju, jei planeta yra potvyniškai prirakinta prie savo žvaigždės – tada dieninėje pusėje molekulės gali irti, o naktinėje – atsikurti. Dabar pirmą kartą pateikta stebėjimų analizė, rodanti tokį procesą iš tiesų vykstant. Stebėjimams pasirinkta planeta KELT-9b, kurios paviršiaus temperatūra aukščiausia iš visų žinomų. Planeta vieną ratą aplink savo žvaigždę apsuka per pusantros paros, jos masė tris kartus viršija Jupiterio. Planetos atmosfera gana sparčiai garuoja ir pabėga į tarpplanetinę erdvę, bet joje taip pat pučia stiprūs vėjai. Stebėdami sistemą, planetai judant aplink žvaigždę, astronomai sudarė vadinamą fazės kreivę – planetos skleidžiamos šviesos intensyvumo priklausomybę nuo to, kuri planetos pusė atsukta į mus. Naktinė pusė šviečia mažiau, dieninė – daugiau, taigi šie duomenys leido išmatuoti jų temperatūrą bei karščiausio taško padėtį. Skirtumas tarp nakties ir dienos pasirodė esąs netikėtai mažas; tokių rezultatų paaiškinti vien spinduliuotės pernaša nelabai įmanoma. Geriausiai duomenis atitinkantis modelis įtraukia vandenilio molekulių irimą dieninėje pusėje ir atsikūrimą naktinėje: šie procesai sumažina temperatūrų skirtumus. Tiesa, pagal šį modelį karščiausias planetos paviršiaus taškas nuo tiesiai po žvaigžde esančio taško turėtų būti nutolęs ne daugiau nei penkiais laipsniais, o stebėjimai rodo 18 laipsnių neatitikimą. Kol kas jo paaiškinti nepavyksta, nors autoriai teigia, kad galbūt tą sukelia magnetiniai efektai planetos jonosferoje. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Žvaigždės augimo požymiai. Kiekviena žvaigždė susiformuoja iš besitraukiančio dujų gniužulo, kuris kaista tol, kol centre prasideda termobranduolinės reakcijos. Masyvių žvaigždžių branduoliuose termobranduolinės reakcijos įsižiebia gerokai anksčiau, nei žvaigždė baigia augti; tada žvaigždė įkaista ir naujai medžiagai nukristi ant jos darosi vis sunkiau. Kokiu būdu jos visgi užauga? Teoriniai modeliai rodo, kad greičiausiai procesą paspartina prožvaigždinio disko egzistavimas. Diske medžiaga kaupiasi, kol pasiekia tam tikrą kritinę ribą, ir tada sukrenta į žvaigždę per labai trumpą laiką. Tuo metu žvaigždės šviesis turėtų stipriai išaugti, bet tiesiogiai jos pamatyti neįmanoma, nes žvaigždę ir diską dar gaubia labai tankių dujų apvalkalas. Visgi įmanoma įžiūrėti žybsnio sušildytų dujų spinduliuotę, o dabar pirmą kartą tai padaryta. Metanolio dujos, sušilusios iki 150-200 kelvinų (maždaug -70 – -120 Celsijaus laipsnių) temperatūros, ima spinduliuoti labai ryškiai, nes jose prasideda mazerio efektas. Mazeris – tai analogiškas lazeriui spinduliuotės sustiprinimas, tik vykstantis mikrobangų ruože. Mazerio spinduliuotę galima įžiūrėti ir pro tankų dujų apvalkalą aplink augančią žvaigždę. Būtent tai padaryta naujajame tyrime, kurio metu stebėta auganti žvaigždė G358.93-0.03, matoma daugmaž Galaktikos centro kryptimi. Prie jos aptiktas mazerio spinduliuotės šaltinis. Laikui bėgant, šaltinis vis tolo nuo žvaigždės, judėdamas bent 12000 km/s greičiu. Šis greitis yra gerokai didesnis nei tipiniai dujų greičiai, kurie siekia tik apie 10 km/s. Taigi šaltinio padėtis keitėsi todėl, kad žvaigždės spinduliuotė sušildydavo vis toliau esančias dujas. Tuo tarpu arti jos esančios dujos įkaisdavo tiek, kad mazerio efektas nusilpdavo. Toks stiprus aplinkinių dujų kaitinimas galimas tik dėl staigaus žvaigždės paryškėjimo, kurį ir prognozuoja disko nestabilumo modelis. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Astronomy.

***

Deguonis labai senoje žvaigždėje. Visi cheminiai elementai, išskyrus vandenilį, helį ir truputį ličio, susiformavo dėl žvaigždėse vykstančių procesų. Pagrindinis procesas yra termobranduolinė sintezė, kurios dėka atsiranda dauguma elementų, lengvesnių už geležį, ir pati geležis. Į kosminę aplinką elementai pasklinda nevienodai, priklausomai nuo žvaigždės masės. Masyvesnės žvaigždės sprogsta branduolio kolapso supernovomis ir paskleidžia palyginus daug anglies, deguonies, kalcio ir kitų lengvų elementų, o mažesnės tampa baltosiomis nykštukėmis ir elementus paskleidžia tik gerokai vėliau, sprogdamos termobranduolinėmis supernovomis ir išmesdamos santykinai daug geležies. Taigi Visata jaunystėje pirmiau prisipildė deguonies ir gretimų elementų, o geležies – tik vėliau. Šie skirtumai turėtų būti pastebimi, tyrinėjant senas žvaigždes: deguonies ir geležies gausos santykis jose įprastai didesnis, nei Saulėje, nors apskritai už helį sunkesnių elementų yra gerokai mažiau. Dabar paskelbta apie vieną tokią žvaigždę, kurioje deguonies ir geležies santykis yra išskirtinai aukštas. Žvaigždė J0815+4729 yra labai sena nykštukė, priklausanti Paukščių Tako halui. Geležies joje yra 300 tūkstančių kartų mažiau, nei Saulėje – tai viena mažiausių žinomų geležies gausų. O štai deguonies ir geležies gausos santykis net 10 tūkstančių kartų viršija šį santykį Saulėje. Kitaip tariant, J0815+4729 deguonies yra tik 30 kartų mažiau, nei Saulėje. Taip pat joje yra santykinai daug anglies ir azoto. Šie duomenys leidžia spręsti, kad žvaigždė susiformavo iš medžiagos, kurią praturtino vienas 21-27 Saulės masių žvaigždės sprogimas supernova. Tokių žvaigždžių analizė padeda geriau suprasti, kaip formavosi Paukščių Tako žvaigždžių populiacija. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Superryškių supernovų prigimtis. Supernovos yra žvaigždžių sprogimai, kurių metu per kelias sekundes į aplinką išspinduliuojama tiek energijos, kiek Saulė sukuria per visą savo gyvenimą. Egzistuoja įvairūs supernovų tipai, besiskiriantys ir fizikinėmis savybėmis, ir išvaizda. Kai kurios supernovos yra daug ryškesnės už kitas – jos vadinamos superryškiomis arba superšviesiomis (angl. superluminous). Viena iš labiausiai tyrinėtų superšviesių supernovų įvyko dar 2006 metais – ji turi katalogo numerį SN 2006gy. Iki šiol buvo neaiški ir jos fizikinė kilmė, ir kai kurių spektro linijų prigimtis. Dabar grupė mokslininkų parodė, kad nežinomas spektro linijas beveik neabejotinai sukūrė neutralūs geležies atomai. Anksčiau niekas nepagalvojo palyginti neutralios geležies spektro linijų su SN 2006gy spektru, nes supernovose geležis įprastai yra stipriai jonizuota – nuo atomo atplėšti bent keli elektronai. Jonizacija pakeičia elemento spektrą, o jonizuotos geležies spektras tikrai neatitiko SN 2006gy duomenų. Linijos SN 2006gy spektre atsirado praėjus maždaug metams po sprogimo pradžios – tai rodo, kad neutrali geležis buvo ne pačioje sprogstančioje žvaigždėje, bet aplink ją. Apskaičiuota, kad geležies turėjo būti daug, bent trečdalis Saulės masės. Tyrėjai pasiūlė ir modelį, kuris paaiškina visas superšviesios supernovos savybes. Pagal jį, sprogimas prasidėjo kaip įprasta Ia tipo supernova – baltosios nykštukės sprogimas, joje prasidėjus nevaldomoms termobranduolinėms reakcijoms. Tačiau maždaug šimtą metų prieš šį sprogimą žvaigždė į aplinką išsviedė nemažą kiekį geležies, galimai dėl sąveikos su kompanione dvinarėje sistemoje. Supernovos sprogimo banga atsitrenkė į šią žvaigždę supusią medžiagą ir privertė ją švytėti daug ryškiau, nei įprastos supernovos sprogimo atveju. Kol kas nežinia, ar toks pat modelis paaiškins ir kitas superšviesias supernovas, bet jei panašių į SN 2006gy yra ir daugiau, jų analizė padės geriau suprasti baltųjų nykštukių evoliuciją iki sprogstant supernovomis. Tyrimo rezultatai publikuojami Science.

***

Gravitacinių bangų aidai. Pirmasis neutroninių žvaigždžių susiliejimas, užfiksuotas gravitacinių bangų detektoriumi, buvo GW170817. Susiliejimo metu susiformavo sparčiai besisukanti juodoji skylė. Bendroji reliatyvumo teorija teigia, kad per mažiau nei sekundę šios juodosios skylės įvykių horizonto forma tapo idealiu elipsoidu, o toks objektas gravitacinių bangų neskleidžia, taigi aptikti jo LIGO detektoriais nebūtų įmanoma. Visgi dabar du mokslininkai teigia LIGO duomenyse aptikę šios juodosios skylės kuriamą gravitacinių bangų aidą. Tokį signalą prognozuoja kai kurie sudėtingesni juodųjų skylių modeliai, įtraukiantys kvantinius efektus ties įvykių horizontu. Aptiktas signalas atsklido praėjus maždaug vienai sekundei po neutroninių žvaigždžių susijungimo; kiti duomenys rodo, kad būtent tuo metu susijungimo produktas turėjo kolapsuoti į juodąją skylę. Tiesa, išlieka tikimybė, kad pastebėtas signalas yra atsitiktinai pasitaikęs virpesys ar apskritai detektorių triukšmas, bet autoriai teigia, kad to tikimybė tėra maždaug 1 iš 60000. Jei paaiškėtų, kad toks aidas tikrai egzistuoja, tai būtų bene pirmas kartas, kai stebėjimų duomenys prieštarauja bendrosios reliatyvumo teorijos prognozėms, ir leistų patikrinti daugybę kitų modelių. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

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

Laiqualasse

Leave a Reply

El. pašto adresas nebus skelbiamas.