Supernovų liekanos pirmus kelis šimtus metų po žvaigždės sprogimo plinta tolygiai, praktiškai nelėtėdamos. Taip teigia teoriniai modeliai, o dabar turime ir gana gerą patvirtinimą stebėjimais – keturių šimtų metų senumo supernovos liekana plinta taip pat sparčiai, kaip ir visiškai nauja. Tuo tarpu Galaktikos centre plinta dujų burbulas, gavęs energijos turbūt iš ankstesnio aktyvumo epizodo prieš kelis milijonus metų; jis išsineša ir nemažai molekulinių dujų. Plinta ir kosminių šiukšlių tarša Žemės orbitoje, bet naujas būdas fiksuoti jų padėtis padės jei ne sumažinti šiukšlių kiekį, tai bent išvengti susidūrimų. Kitose naujienose – senovės Marso kritulių vertinimai, neutroninių žvaigždžių netolygumų matavimai ir vienišų planetų aptikimas per gravitacinio lęšiavimo įvykius. Gero skaitymo!

***

Lazeriu aptinkamos kosminės šiukšlės. Vykdant kosmines misijas, orbitoje neišvengiamai daugėja žmonių sukurtų objektų. Dalis yra veikiantys palydovai, bet jų palyginus nedaug. Daug daugiau kosmose įvairių šiukšlių – nebeveikiančių palydovų, raketų dalių, nuolaužų ir taip toliau. Kiekvienas toks objektas kelia pavojų kitiems, tad svarbu kuo geriau sekti jų judėjimo trajektorijas. Deja, apskaičiuoti jas įmanoma tik apytikriai, mat Saulės šviesa, ne visai tolygi Žemės gravitacija ir prasilenkimai (o kartais ir susidūrimai) su kitais kūnais nuolat keičia judėjimo kryptį. Vienas būdas patikslinti šiukšlių padėtis – lazerio spinduliai, kurių atspindžiai leidžia labai tiksliai išmatuoti atstumą nuo kūno iki signalą siunčiančios stoties. Deja, lazerio spindulys yra siauras, taigi jį reikia tiksliai nutaikyti, taigi prieš siunčiant signalą, reikia pamatyti norimą objektą pro teleskopą. Įprastai tai įmanoma tik prieblandos valandomis, kai stebėjimų stotis jau skendi tamsoje, o ieškomas objektas dar apšviestas Saulės spindulių. Vėliau naktį orbitoje esančio kūno nebesimato, o anksčiau dieną jis pranyksta išsklaidytoje dangaus šviesoje. Dabar naujame tyrime pristatytas būdas identifikuoti objektus ir dienos metu. Tokiam rezultatui pasiekti mokslininkai pasinaudojo labai siauru spektro filtru – specialia teleskopo objektyvą dengiančia plokštele, kuri praleidžia tik maždaug 700 nanometrų ilgio bangas. Šiame ruože dangaus šviesa pastebimai silpnesnė (tą galima suprasti vien pažiūrėjus į dangų – jis yra mėlynas, taigi dominuoja trumpesnio ilgio spinduliuotė, o 700 nanometrų yra labai sodri raudona). Tuo tarpu atspindys nuo kosminių šiukšlių nelabai priklauso nuo bangos ilgio. Taigi šiame ruože dangus pritemsta ir jame išryškėja blyškūs objektai. Tyrėjams pavyko aptikti ne tik įvairius aplink Žemę skriejančius daiktus, bet ir zvaigzdese, šimtą kartų blausesnes už tas, kurias naktį įmanoma įžiūrėti plika akimi. Ateityje ši technologija gali pasitarnauti ne tik kosminių šiukšlių sekimui, bet ir astronomams mėgėjams, kurie galės stebėti žvaigždes ne tik naktį. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Communications.

***

Senovės Marso liūtys. Gilioje senovėje Marse buvo daug skysto vandens, upės tekėjo iš ežerų į jūras ir vandenynus. Visgi kol kas nėra vieningo atsakymo, kiek drėgnas buvo Marso klimatas – ar daug vandens pakildavo į atmosferą ir lydavo liūtimis, o gal kaip tik oras buvo labai sausas. Naujame tyrime į šį klausimą bandoma atsakyti nagrinėjant informaciją apie daugybės Marso ežerų lygio pokyčius. Tyrimams pasirinkti 96 ežerai; tarp jų yra ir uždarų – ežerų, kurių visą perimetrą riboja aukšti krantai, – ir atvirų, turinčių bent vieną ištekančią upę. Atvirieji ežerai leido nustatyti, kiek minimaliai vandens turėjo juos pasiekti, kad pralaužtų krantus, o uždarieji – kiek maksimaliai galėjo iškristi, kad ežeras dar neišsiveržtų iš baseino. Mokslininkai apskaičiavo, kad ežerus pripildė lietaus epizodai, kurių metu iškrito nuo keturių iki 159 metrų vandens – tiesa, neaišku, per kokį laiko tarpą. Palyginimui, Lietuvoje vidutiniškai iškrenta 0,6-0,9 metro kritulių per metus. Apskaičiuotasis intervalas, nors ir didelis bei neapribotas laiku, rodo, kad Marse egzistavo globalus vandens apytakos ratas. Kitaip tariant, iš vieno ežero išgaravęs vanduo neišlydavo atgal tik į jį, o pasklisdavo ir susimaišydavo su kitų šaltinių vandens garais. Tikėtina, kad bent kai kuriose Marso vietose klimatas buvo panašiai drėgnas, kaip vidutiniškai sausose šiandieninės Žemės vietose. Šie rezultatai padės patobulinti Marso klimato modelius ir galbūt galiausiai sukurti vieningą paaiškinimą, kaip sąveikavo Marso paviršinis ir atmosferinis vanduo. Tyrimo rezultatai publikuojami Geology.

***

Gyvybės paieškos Marse. Į Marsą šiuo metu skrendantys zondai – NASA Perseverance, Kinijos Tianwen-1 ir Jungtinių Arabų Emyratų Al Amal – yra tik paskutinis žingsnis ilgametėje Raudonosios planetos tyrimų istorijoje. Vienas svarbiausių šios istorijos motyvų yra gyvybės – ar dabartinės, ar kadaise egzistavusios – paieškos, bet svarbūs ir kiti aspektai: planetos gelmių ir evoliucijos, jos atmosferos bei klimato tyrimai. Apie visa tai rašoma Universe Today straipsnyje. Jame aprėpiama istorija nuo pat pirmųjų Marse nusileidusių Viking zondų ir jų atliktų gyvybės paieškų eksperimentų. Jų rezultatai ir dabar vertinami nevienareikšmiškai – yra teigiančių, kad gyvybė buvo atrasta, nors dauguma mokslininkų mano, jog tai buvo tik užteršimo pėdsakas. Vėliau sekė daugybė kitų misijų, bet jos gyvybės neieškojo; tikslas pasikeitė – buvo siekiama geriau suprasti pačios planetos istoriją. Daugybė orbitinių bei šeši paviršiniai zondai, kaip ir keturi marsaeigiai – Sojourner, Spirit, Opportunity ir Curiosity – radikaliai pakeitė supratimą apie Marso istoriją. Dabar jau žinome, kad ši planeta praeityje turėjo aktyvų hidrologinį ciklą, kitaip tariant, joje buvo upių ir ežerų, lijo lietūs, atmosfera buvo daug tankesnė, nei dabar. Sąlygos įvairiose jos vietose buvo tinkamos gyvybei egzistuoti, tik kol kas nežinia, ar ta gyvybė ten užsimezgė. Perseverance gali padėti atsakyti į šį klausimą, ir ne tik: zondas tyrinės daugybę Marso istorijos tarpsnių, tiksliau jų paliktų nuosėdinių uolienų, bei paruoš mėginių pargabenimui į Žemę. Naujas Marso tyrimų istorijos puslapis atsivers jau vasarį. Daugiau apie šias misijas galite perskaityti jų tinklalapiuose: Perseverance, Tianwen-1 (ši misija neturi savo dedikuoto tinklalapio), Al Amal.

***

Europos paviršiaus judėjimas. Jupiterio palydovą Europą, kaip ir daugelį kitų didžiųjų planetų palydovų, dengia storas ledo sluoksnis. Ledas yra minkštesnis už uolienas, todėl įvairūs kosminiai smūgiai ir tektoniniai procesai jame palieka ryškesnius pėdsakus. Naujame tyrime nustatyta, kad Europos paviršius prieš keletą milijonų metų pasisuko maždaug 70 laipsnių nuo ankstesnės konfigūracijos. Dar Voyager bei Galileo zondų atsiųstose nuotraukose mokslininkai aptiko įvairių ledo įtrūkimų, kurių kryptys ir išsidėstymas gerai koreliuoja su anksčiau pastebėtais įdubimais lede. Koncentriški įdubimai yra „tikrojo ašigalio klajojimo“ – dangaus kūno paviršiaus judėjimo sukimosi ašies atžvilgiu – pasekmė, bet iki šiol nebuvo aišku, kada toks klajojimas Europoje vyko. Įtrūkimai pasirodė kertą visas kitas paviršines struktūras, įskaitant ir vos kelių milijonų metų amžiaus kraterius, taigi galima pagrįstai teigti, kad ašigalio klajojimas nutiko vėliau, nei sukurtos šios struktūros. Kitaip tariant, Europos pluta persisuko prieš ne daugiau nei kelis milijonus metų. Įtrūkimų padėtys bei kryptys leidžia įvertinti ir klajojimo mastą – apie 70 laipsnių. Toks didelis poslinkis įmanomas tik tuo atveju, jei visa Europos pluta plūduriuoja ant skysčio, taigi šis atradimas suteikia papildomą netiesioginį įrodymą, kad Europa turi globalų popaviršinį vandenyną. Kol kas neaišku, kas galėjo sukelti tokį plutos persisukimą, bet tą gal padės nustatyti NASA misija, išskrisianti Europos link 2026 metais. Taip pat ši misija turėtų išmatuoti ledinės Europos plutos savybes; jei ašigalio klajojimas tikrai vyko neseniai, pluta turėtų nebūti pusiausviroje būsenoje, tad zondas galės patikrinti šį rezultatą. Tyrimo rezultatai publikuojami Geophysical Research Letters.

***

Saturno palydovas Titanas yra viena įdomiausių vietų Saulės sistemoje, nemaža dalimi dėl to, kad turi tankią atmosferą. Tai sukelia ir problemą – atmosfera yra neskaidri regimai šviesai, tad Titano paviršiaus pamatyti plika akimi iš kosmoso nepavyks. Centre matome būtent tokią nuotrauką – palydovo paviršių užstoja tanki migla. Tačiau infraraudonųjų spindulių ruože atsiskleidžia visai kitoks vaizdas – galima matyti paviršiaus struktūras, mat skirtingos uolienos atspindi skirtingą spinduliuotę. Šios Cassini darytos nuotraukos yra detaliausi šiuo metu turimi viso Titano vaizdai.

***

Kas nutiktų, jei bandytumėte keliauti beveik šviesos greičiu? NASA Goddard tyrimų centro darbuotojai sukūrė trumpą informacinį filmuką:

***

Vienišų planetų aptikimas. Egzoplanetos įprastai aptinkamos besisukančios aplink žvaigždes. Iš kitos pusės, Galaktikoje turėtų egzistuoti ir vienišų planetų. Galbūt jos buvo išmestos iš savo sistemų, o gal ir susiformavo pavienės; kaip bebūtų, dabar jos skrajoja tarpžvaigždinėse tamsybėse. Aptikti jas gerokai sunkiau, nei įprastas egzoplanetas; praktiškai vienintelis būdas tą padaryti yra užfiksuoti mikrolęšiavimo įvykius, kai planeta praskrieja tarp mūsų ir tolimos žvaigždės ar galaktikos ir iškreipia jos spinduliuotę. Naujame tyrime nagrinėjama, kiek tokių įvykių galėtų užfiksuoti nauja NASA misija Nancy Grace Roman Space Telescope, arba trumpiau tiesiog Romanė. Astrofizikė Nancy Grace Roman labai daug prisidėjo prie NASA formavimo, praktiškai sukūrė kosminių astronominių stebėjimų sritį ir dažnai vadinama „Hablo teleskopo mama“, nes padarė esminį indėlį į šios misijos planavimą. Teleskopas Romanė bus infraraudonųjų spindulių teleskopas, jo paleidimas numatomas 2025 metais. Tarp kitų darbų jis ieškos ir egzoplanetų, tačiau vienišų planetų aptikimas turėtų būti labiau atsitiktinis, nes neįmanoma prognozuoti, kuriose dangaus vietose nutiks mikrolęšiavimo įvykiai. Visgi Romanė turėtų pajėgti užfiksuoti įvykius, kuriuos sukelia net ir Marso masės planetos. Didžiausios galimos vienišos planetos būtų keliolika kartų masyvesnės už Jupiterį, taigi teleskopas būtų jautrus labai dideliam planetų masių intervalui. Gauti duomenys leistų gerokai patikslinti vienišų planetų masių pasiskirstymą, o tai padėtų patobulinti jų kilmės modelius. Absoliutus užfiksuotų signalų skaičius leis įvertinti, kiek pavienių planetų Galaktikoje yra iš viso. Pagal kai kuriuos teorinius vertinimus, jų gali būti net daugiau, nei žvaigždžių – tokiu atveju Romanė gali aptikti po maždaug šimtą vienišų planetų per metus, iš kurių daugiau nei dešimt gali būti Žemės masės ir mažesnės. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Ritminga gama spinduliuotė. Paukščių Take, maždaug penkių kiloparsekų atstumu nuo Saulės, egzistuoja dvinarė sistema SS 433, vadinama mikrokvazaru. Ją sudaro 10-20 kartų už Saulę masyvesnė juodojo skylė bei 30 Saulės masių žvaigždė, maitinanti tamsiąją kompanionę. Žvaigždės medžiaga aplink juodąją skylę suformuoja akrecinį diską, panašiai kaip aktyviuose galaktikų branduoliuose. Dėl šio panašumo ir dėl stiprios spinduliuotės sistema ir pavadinta mikrokvazaru. Akrecinis diskas formuojasi ne visai sistemos orbitos plokštumoje, todėl precesuoja – jo ašis po truputį sukasi. Precesijos periodas siekia 162 Žemės paras. Dabar paskelbta, kad 30 parsekų atstumu nuo SS 433 esantis dujų debesis skleidžia gama spindulius, kurių intensyvumas pulsuoja lygiai tokiu pačiu 162 parų periodu. Debesis niekuo neišsiskiria iš daugybės kitų Galaktikoje esančių sutankėjimų, bet akivaizdžiai yra kažkaip susijęs su SS 433. Įdomu, kad iš akrecinio disko besiveržianti čiurkšlė nepataiko į debesį, tad akivaizdžios ryšio priežasties nematyti. Gali būti, kad iš mikrokvazaro – arba iš akrecinio disko, arba iš čiurkšlių – sklinda energingų protonų srautas, kuris kartais pataiko į debesį ir sukelia jame gama spinduliuotę. Tačiau kol kas ši hipotezė nėra patvirtinta. Tolesni sistemos tyrimai padės geriau suprasti energingų dalelių srautų judėjimo tarpžvaigždinėje erdvėje subtilybes. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Astronomy.

***

Supernovos liekanos tolygus plėtimasis. Masyvios žvaigždės baigia gyvenimus supernovų sprogimai. Mūsų Galaktikoje tokie nutinka kartą-du per šimtą metų, ir kuriam laikui švyti ryškiau už visas žvaigždes kartu sudėjus. Jei supernova vyksta ne priešingoje Galaktikos pusėje ir jos nuo mūsų nedengia labai tankūs debesys, galima ją išvysti ir plika akimi. Paskutinį kartą taip nutiko 1604 metais, kai sprogo Keplerio supernova. Dabar naujais stebėjimais ištirtas medžiagos judėjimas supernovos liekanoje. Chandra kosminiu teleskopu atlikti silicio jonų stebėjimai leido apskaičiuoti medžiagos judėjimo greitį liekanos pakraščiuose įvairiomis kryptimis. Greitis išlieka labai didelis – iki 8000 km/s, o vidutiniškai apie 4600 km/s. Tai yra panašus greitis į pradinį supernovos išmestos medžiagos greitį, kuris siekia apie 10 tūkstančių km/s. Kitaip tariant, panašu, kad supernovos liekana kol kas plečiasi laisvai. Taip prognozuoja ir supernovų modeliai – pirmus kelis šimtmečius liekana turi plėstis tolygiai, o lėtėti ima tik vėliau. Pokytis įvyksta maždaug tada, kai liekanos masė tampa dvigubai didesnė, nei sprogimo metu išmestos medžiagos. Taip pat tyrime aptikta daugiau nuo mūsų tolstančios medžiagos, nei artėjančios. Tai gali reikšti, kad sprogimas buvo ganėtinai nesimetriškas, bet taip pat gali būti ir atsitiktinis rezultatas dėl gana nedidelio stebėjimo lauko. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Neutroninės žvaigždės deformacijos matavimas. Neutroninės žvaigždės yra ypatingai kompaktiškos masyvių žvaigždžių liekanos. Jų masės siekia 1,5-2 Saulės mases, tačiau spinduliai tėra vos keliolika kilometrų. Jų tyrimai padeda suprasti, kaip medžiaga elgiasi ypatingai aukšto tankio sąlygomis, kai tampa svarbūs ir kvantiniai, ir reliatyvistiniai efektai. Kol kas teorinis supratimas apie neutronų, sudarančių pagrindinę neutroninės žvaigždės masės dalį, tankį tokiomis sąlygomis yra ganėtinai menkas, taigi prognozuoti tikslaus neutroninės žvaigždės spindulio neįmanoma. Bet jį galima apskaičiuoti, remiantis netolygia spinduliuote. Taip pat spinduliuotės žybsniai padeda nustatyti ir žvaigždės masės pasiskirstymo netolygumus. Apie tai rašoma dviejuose praeitą savaitę pristatytuose tyrimuose.

Pirmasis yra ilgamečio projekto, skirto neutroninių žvaigždžių spindulio nustatymui, dalis. Jau anksčiau nustatyta, kad neutroninės žvaigždės spindulį galima įvertinti, modeliuojant šviesio kitimą žybsnio metu. Žybsniai įvyksta dvinarėse sistemose, kur neutroninė žvaigždė ryja kompanionės medžiagą. Žybsnis įprastai trunka 10-100 sekundžių, jo metu išauga ir žvaigždės šviesis, ir paviršiaus temperatūra. Paskui abu ima mažėti, bet tiksli evoliucija priklauso nuo masės ir spindulio. Neutroninės žvaigždės paviršiaus sąlygas galima apskaičiuoti ir netgi dalinai atkurti laboratorijoje, taigi galima susieti ir šviesį bei temperatūrą, o žinant jas, apskaičiuoti ir spindulį. Bet šis skaičiavimas neįtraukia svarbaus aspekto – neutroninės žvaigždės sukimosi. Kai kurios neutroninės žvaigždės aplink savo ašį sukasi šimtus kartų per sekundę, tai pakeičia ir jų formą, ir paviršiaus temperatūrą skirtingose vietose. Naujajame tyrime nagrinėjama, kiek įtakos sukimasis daro spindulio įvertinimui. Pasirodo, labai greitai besisukančios žvaigždės, stebimos išilgai sukimosi ašies, šviesis yra gerokai didesnis, nei nesisukančios, todėl jos spindulys gali būti pervertintas net trim kilometrais. Turint omeny, kad įprastinis spindulys yra apie 11 kilometrų, tokia paklaida – labai didelė. Taigi šis atradimas leis pagerinti neutroninių žvaigždžių spindulio įvertinimus, o tai, savo ruožtu, leis geriau tyrinėti labai tankios materijos savybes. Tyrimo rezultatai arXiv.

Kitame tyrime nagrinėjamas galimas neutroninės žvaigždės nesferiškumas ir dėl to atsirandančios gravitacinės bangos. Jei neutroninė žvaigždė yra ne visiškai simetriška aplink sukimosi ašį, sukdamasi ji turėtų nuolatos spinduliuoti gravitacines bangas. Gravitacinės bangos išneša energiją, dėl to neutroninės žvaigždės sukimasis lėtėja. Taigi išmatavę sukimosi pokyčius, galime įvertinti sistemos nesferiškumą. Būtent tai padaryta milisekundiniam pulsarui – šimtus kartų per sekundę apsisukančiai neutroninei žvaigždei – PSR J1023+0038. Tai yra vienintelis pulsaras, kuriam sukimosi lėtėjimas išmatuotas ir tuo metu, kai jis ryja medžiagą iš kompanionės, ir tada, kai neryja. Pirmu atveju žvaigždė lėtėja ir dėl sąveikos su krentančia medžiaga, antru – tik dėl gravitacinių bangų. Įvertinus lėtėjimo skirtumus apskaičiuotas neutroninės žvaigždės nesimetriškumas (elipsiškumas) siekia maždaug pusę milijardosios dalies. Kitaip tariant, maždaug 10 km spindulio žvaigždė turi kelių mikrometrų storio iškilimą vienoje pusėje. Jo sukeliamų gravitacinių bangų aptikti tiesiogiai kol kas neturime galimybės, tad toks netiesioginis įvertinimas yra vienintelė galimybė tyrinėti neutroninių žvaigždžių netolygumus. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Šaltos dujos Galaktikos tėkmėje. Mūsų Galaktika, Paukščių Takas, nėra aktyvi – centre esanti juodoji skylė dujas ryja labai lėtai, o branduolys švyti labai silpnai, lyginant su tuo, koks galėtų būti. Visgi praeityje situacija buvo kitokia, o praeities aktyvumo pėdsakai išlikę iki šių dienų. Vienas iš tokių pėdsakų yra vėjas, pučiantis nuo Galaktikos centro, nors šiuo metu nėra jį palaikyti galinčių spinduliuotės šaltinių. Jau seniau nustatyta, kad vėją sudaro karštos bei šiltos jonizuotos ir šaltos atominės dujos. Dabar pirmą kartą jame aptiktos ir molekulinės dujos. Molekulių signalas užfiksuotas dviejuose atominių dujų debesyse. Šie debesys, būdami tankesni už aplinkines dujas, juda lėčiau, bet vis tiek tolsta nuo centro daugiau nei 250 km/s greičiu. Abiejų debesų molekulinių dujų masės viršija 350 Saulės masių, taigi jie yra gana reikšmingi rezervuarai, kuriuose galėtų formuotis žvaigždės. Būtent tai yra svarbiausia atradimo implikacija – iš mūsų Galaktikos centro išpučiama žvaigždes formuoti galinti medžiaga. Jei tai vyksta ir kitose šiuo metu neaktyviose galaktikose, tokios tėkmės gali būti svarbi galaktikų evoliucijos komponentė, palyginama su aktyvių galaktikų tėkmėmis. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature.

***

Aktyvaus branduolio čiurkšlės energija. Daugelis aktyvių galaktikų branduolių reguliariai išspjauna čiurkšles – galingus siaurus medžiagos srautus, kuriuose plazma juda beveik šviesos greičiu. Jau seniai manoma, kad čiurkšlės paleidimas yra susijęs su magnetiniu lauku, susisukusiu juodosios skylės aplinkoje, bet tiesioginių tokio ryšio įrodymų iki šiol gauti nepavyko. Naujame tyrime pristatomi pirmi stebėjimų duomenys, rodantys, kad čiurkšlei energiją suteikia magnetiniai reiškiniai. Kvazaro 3C 279 čiurkšlė žinoma ir tyrinėjama jau seniai. Prieš keletą metų pastebėta, kad čiurkšlė prasideda 5000 kartų toliau nuo juodosios skylės, nei jos įvykių horizontas. Didžioji energijos dalis aktyviame branduolyje sukaupta arčiau centro, tad kaip energija pasiekia čiurkšlę? Ir dar – nieko nespinduliuodama? Nauji stebėjimai parodė, kad gama spinduliuotės intensyvumas ties čiurkšlės pradžia kinta labai sparčiai – vos per kelias minutes gali pakisti daugiau nei dvigubai. Toks kintamumas būdingas tik vienam procesui – magnetinio lauko persijungimo reiškiniams. Jų metu sulinkusios magnetinio lauko linijos staiga persikonfigūruoja į mažiau sulenktą struktūrą. Tai išlaisvina labai daug energijos, kuri šiuo atveju įgreitina aplinkines daleles ir jos tampa čiurkšlės dalimi. Magnetinis persijungimas yra labai netolygus procesas, todėl ir išlaisvinama energija labai sparčiai kinta. Magnetinis laukas susilanksto ir energiją gauna dėl juodosios skylės sukimosi, tad čiurkšlės buvimas lėtina juodąją skylę, kaip ir prognozuoja teoriniai modeliai. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Communications.

***

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

Laiqualasse