Astronominiai reiškiniai dažniausiai vyksta taip lėtai, kad stebėti jų realiu laiku negalime. Bet ne visada – štai dešimt metų apimantys juodosios skylės stebėjimų duomenys leido pamatyti, kad spinduliuotė jos prieigose kinta, o ateityje galbūt leis išmatuoti ir pačios skylės sukimosi spartą. Kitais atvejais suprasti, kas vyko praeityje, padeda ilgai išliekantys pėdsakai. Vieni jų yra neįprastai šviesios uolienos asteroido Bennu paviršiuje – naujausia analizė rodo, kad jos turbūt buvo Vestos dalis, taigi Bennu kadaise skrajojo Asteroidų žiede. Saturno palydovų kraterių tankis leidžia įvertinti galimą jų amžių, ar bent jau palyginti amžius tarpusavyje. Iš kitos pusės, kartais pėdsakai, kurių tikimės, gali ir nebūti ten, kur jų ieškome – štai Marso sąlygos galimai sunaikino praeities gyvybės požymius, tad net jei jos ten ir buvo, atrasti egzistavimo įrodymų gali būti labai sudėtinga. Kitose naujienose – galaktikų diskai ir tarpžvaigždinė komunikacija, pašvaistė kometoje ir kitų žvaigždžių dėmėtumo modeliai. Gero skaitymo!

***

Komunikacija su tarpžvaigždiniais palydovais. Planuojamas projektas Breakthrough Starshot turėtų į artimiausią Saulei žvaigždę išsiųsti spiečių mažyčių zondų. Kitos tyrėjų grupės vysto ir daugiau panašių projektų. Vienas svarbus iššūkis, kurį joms reikės įveikti – duomenų gavimas iš zondų. Mažyčius kosmose išsibarsčiusius prietaisus susekti ir užfiksuoti silpnus jų siunčiamus signalus gali būti sudėtinga. Naujame tyrime nagrinėjamos šio uždavinio sprendimo galimybės. Šiuo metu kosminės misijos su Žeme bendrauja per NASA Giliojo kosmoso tinklą (Deep Space Network) ir analogiškus kitų agentūrų tinklus – radijo antenas, išdėliotas visoje Žemėje. Ryšiams su tarpžvaigždiniais zondais palaikyti tokio tinklo tikrai nepakaks. Kaip ir galima tikėtis, kuo zondas mažesnis, tuo su juo komunikuoti sudėtingiau, nes zondo dydis apsprendžia ir galimą radijo siųstuvo galingumą. Geriausias ryšių metodas, tyrėjų teigimu, yra zondui siųsti duomenis beveik Morzės kodu – trumpais žybsniais, kurių paleidimo laiko moduliacija koduotų informaciją. Tuo tarpu Žemėje šiuos žybsnius galėtų gaudyti dedikuoti regimųjų spindulių teleskopai. Šis tyrimas turėtų padėti geriau parinkti tarpžvaigždinių zondų parametrus, kurie leis išgauti didžiausią naudą – ir kelionės trukmės, ir surenkamų duomenų prasme. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Mėnulis į Žemę visada atsukęs vieną pusę, o į Saulę – ne; todėl ir matome Mėnulio fazes. Vienas Mėnulio apsisukimas aplink Žemę – sinodinis mėnuo – trunka apie 29,5 paros. Išrikiavę kasnakt darytas palydovo nuotraukas pamatysime, kad pilnėjant iš pradžių pasimato viena pusė, dylant ta pusė pirmoji pranyksta. Sudėjus vieną prie kitos nuotraukas, kurias skiria 15 parų, gausime viso Mėnulio atvaizdą su skiriančia tamsia juosta – terminatoriumi. Tai šiame koliaže ir padaryta.

***

Rūgštys sunaikino biopėdsakus Marse? Tolimoje praeityje Marse buvo gyvybei tinkamos sąlygos – tanki atmosfera, palanki temperatūra, daug skysto vandens. Laikui bėgant jos keitėsi, kol planeta tapo sausa dykyne, kokia yra dabar. Jei kada nors ten užsimezgė gyvybė, ji galėjo fosilizuotis, ar bent jau palikti įvairių pėdsakų, kuriuos tikimasi atrasti šiuolaikinėmis misijomis. Visgi tą padaryti gali būti nelengva. Naujame tyrime parodyta, kad rūgštinga Marso aplinka labai efektyviai naikina fosilijas. Marso paviršiuje yra daug hematito – šis mineralas, geležies oksidas, gerai formuojasi rūgštinėje aplinkoje. Ši bei kitos savybės leidžia pagrįstai teigti, kad praeityje Marse tekėjo ir labai rūgštingas vanduo. Jis galėjo paveikti molio klodus, kurie būtų geriausia vieta išsaugoti praeities gyvybės pėdsakus. Tikėtina, kad molis formavosi sluoksniais, o tarp jų galėjo likti fosilijų ar molekulių, pavyzdžiui aminorūgšties glicino. Tyrėjai atkūrė panašias struktūras laboratorijoje – molinių uolienų sluoksnius, tarp kurių buvo įterpta glicino. Ši molekulė pasirinkta todėl, kad ji Marso sąlygomis suyra gana lengvai, todėl leidžia greitai gauti rezultatus. Uolienas mokslininkai paveikė rūgštiniais arba šarminiais tirpalais, o vėliau apšvitino ultravioletine spinduliuote, panašia į tą, kuri pasiekia Marso paviršių. Paaiškėjo, kad rūgštimi paveikti moliai suminkštėja, tampa panašūs į silikoninį gelį, ir nebeapsaugo glicino molekulių nuo suirimo. Panašų, tačiau silpnesnį poveikį turėjo ir šarmai. Taigi panašu, kad Marso praeities gyvybės požymių atrasti bus sudėtingiau, nei manyta iki šiol. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Scientific Reports.

***

Bennu paviršiuje – Vestos dalelės. Asteroidai, kaip ir didesni Saulės sistemos kūnai, nuolatos patiria susidūrimus su mažesniais objektais. Ant Žemės nukritę meteoritai kartais yra heterogeniški – juose randama dalelių iš kelių skirtingų pirmykščių kūnų. Asteroiduose irgi buvo aptikta iš kitur atkeliavusių uolienų, bet iki šiol jomis pasižymėjo tik monolitiški – vientisi ir tvirti asteroidai. Dabar pirmą kartą panašus heterogeniškumas nustatytas ir „nuolaužų krūvos“ asteroide – Bennu. Jau kurį laiką Bennu tyrinėja NASA zondas Osiris-Rex. Dar pirmosiose jo atsiųstose nuotraukose pastebėtos Bennu paviršiuje esančios labai šviesios uolienos. Naujame tyrime pristatoma uolienų spektro analizė atskleidė, kad jos susideda daugiausiai iš mineralų piroksenų. Piroksenai formuojasi aukštoje temperatūroje, pavyzdžiui planetų mantijoje. Bennu mantijos neturi, tačiau ją turi Vesta – šis asteroidas pakankamai didelis, kad būtų diferencijuotas. Vestoje tikrai daug piroksenų, taip pat jų daug ir vestoiduose – asteroiduose, kurie susiformavo po stiprių smūgių į Vestą atskilus jos uolienoms. Taigi Bennu greičiausiai turi Vestos uolienų, ir visai nemažų – akmenų dydžiai siekia nuo pusantro iki puspenkto metro. „Nuolaužų krūvos“ asteroidus, tokius kaip Bennu, išlaiko gana silpnos tarpusavio traukos jėgos, tad iki šiol nebuvo aišku, ar ant jų gali nusėsti reikšmingos uolienos iš kitų kūnų, ar jie nuo tokio smūgio subyrėtų. Šis atradimas rodo, kad bent kartais uolienoms nusėsti įmanoma. Taip pat jis rodo, kad Bennu istorija gana audringa – kadaise jis, ar jo motininis kūnas, skrajojo Asteroidų žiede, o vėliau pakeitė orbitą į dabartinę, kuri atneša jį palyginus arti Žemės. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Astronomy.

***

Pašvaistė kometoje 67P. Žemėje, arti ašigalių, matomos pašvaistės – švytėjimas, kylantis, kai Saulės vėjo elektronai sužadina ar jonizuoja atomus viršutiniuose atmosferos sluoksniuose. Pašvaistės nutinka ir kitose planetose – Marse, Jupiteryje, Saturne. O dabar pašvaistė aptikta ir kometoje 67P/Čuriumov-Gerasimenko. Pašvaistė matoma tik tolimųjų ultravioletinių spindulių ruože, taigi plika akimi nebūtų pastebima. Tačiau Rosetta zondas, tyrinėjęs kometą iki 2016-ųjų rugsėjo, paliko labai daug duomenų, kuriuose užfiksuotas ir šis švytėjimas. Kaip pašvaistė susidaro kometoje, kuri neturi nei atmosferos, nei magnetinio lauko? Atmosferos vaidmenį atlieka kometos uodega – įvairiausių molekulių srautas, Saulės šilumos išgarintas iš kometos. Saulės vėjo elektronai, pataikę į atomus, juos jonizuoja ir sukuria švytėjimą. Bet vien Saulės vėjo neužtenka – elektronų energija pernelyg maža, kad paaiškintų stebimą pašvaistės intensyvumą. Nuo kometos taip pat lekia jonizuotų dalelių srautas – plazma – kurio sąveika su Saulės vėju sukuria elektrinį lauką, nukreiptą kometos link. Laukas pritraukia pro šalį lekiančius ekektronus ir juos įgreitina, tad pasiekę molekulių uodegą jie būna pakankamai energingi, kad sukurtų pašvaistę. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Astronomy.

***

Saturno palydovų kraterių datavimas. Kietą paviršių turinčių dangaus kūnų amžių galima nustatyti skaičiuojant kraterius. Kuo kraterių daugiau, tuo paviršius senesnis. Toks datavimas kalibruojamas įvertinus, kaip laikuo bėgant keičiasi kraterių formavimosi dažnis, kitaip tariant, kaip dažnai į dangaus kūną pataiko meteoritai. Mėnulyje, Marse ir Merkurijuje metodas veikia puikiai, o štai Saturno palydovams – nelabai, nes nežinome kraterių formavimosi spartos. Netgi nežinome, ar daugumą kraterių suformuoja meteoroidai, skriejantys orbitomis aplink Saulę, ar aplink Saturną. Naujame tyrime siekiama atsakyti į šiuos klausimus, vertinant santykinį kraterių tankį šešiuose Saturno palydovuose. Jei kraterius formuoja aplink Saulę skriejantys akmenukai, arčiau Saturno esantys palydovai turėtų patirti daug stipresnius smūgius dėl didesnio judėjimo greičio, tad ir kraterių ten turėtų būti daugiau. Stebėjimai rodo visai kitokį vaizdą – kraterių skaičius Mime, Tetidėje, Dionėje, Rėjoje ir Japete gana panašus, o Titane – mažesnis. Mažai tikėtina, kad palydovų paviršiai atsitiktinai susiformavo (ar buvo performuoti vulkanizmo) tinkamu metu, kad dabar juose kraterių būtų po vienodai. Labiau tikėtinas paaiškinimas, kad daugumą kraterių sukūrė aplink Saturną skriejantys objektai – jie kraterius formuotų panašiai, nepriklausomai nuo atstumo iki planetos. Pagal šį naują modelį, penkių pirmųjų palydovų paviršiai yra vienodo amžiaus, o Titano – jaunesnis. Tai atrodo logiška, nes Titano atmosfera, lietūs bei upės turėtų stipriai ardyti paviršių, tad senų kraterių ten gali nelikti. Naujasis modelis kol kas neduoda atsakymo, koks yra tikslus palydovų paviršių amžius, bet tą galima sužinoti ateityje, geriau įvertinus dabartinį kraterių formavimosi dažnį. Tyrimo rezultatai publikuojami JGR Planets.

***

Kokios yra didžiausios žvaigždės? Kokios gali būti didžiausios žvaigždės? Kas apskritai yra žvaigždės? Atsakymus pateikia Kurzgesagt:

***

Kitų žvaigždžių dėmės. Šių metų pradžioje paskelbta, kad Saulės aktyvumas gerokai menkesnis, lyginant su daugeliu panašios masės ir amžiaus žvaigždžių. Negalėdami tiesiogiai stebėti žvaigždžių paviršių, tyrėjai nagrinėjo šviesio pokyčius ir nustatė, kad kitose žvaigždėse jie dažniausiai didesni, nei mūsiškėje. Naujame tyrime pateikta kitokia šviesio skirtumų interpretacija ir galimas paaiškinimas – kitos žvaigždės nebūtinai turi daugiau dėmių, tiesiog esamos dėmės yra labiau susitelkusios. Tyrėjai sukūrė žvaigždės modelį su skirtingu dėmių išsidėstymu ir apskaičiavo, kaip, žvaigždei sukantis, keistųsi jos šviesis. Saulėje maždaug pusė dėmių grupių telkiasi į „lizdus“; lizdui atsisukus į mus, regimasis žvaigždės šviesis sumažėja. Jei kitose žvaigždėse dėmės labiau linkusios grupuotis lizduose, ir jei jos atsiranda šiek tiek dažniau, nei Saulėje, tai gali pilnai paaiškinti stebimus šviesio netolygumus. Kai kurių žvaigždžių šviesis kinta labai reguliariai, priešingai nei netvarkingas kitimas Saulėje. Tą irgi galima paaiškinti remiantis dėmių atsiradimo geometrija: jei dėmės daugiausiai atsiranda dviejuose žvaigždės taškuose, kuriuos skiria 180 laipsnių ilgumos, matytume reguliarius šviesio pokyčius. Kol kas nežinia, kokios priežastys gali nulemti žvaigždės dėmių atsiradimo vietas ir grupavimąsi. Tyrimo rezultatai publikuojami Astrophysical Journal Letters.

***

Egzoplaneta kitoje galaktikoje. Pirmą kartą aptikta egzoplaneta už Paukščių Tako ribų. Na, gal ne visai pirmą kartą, ir ne visai aptikta, bet ar tai trukdo skambiai antraštei? O iš tiesų atradimas toks. Apskritai egzoplanetas aptinkame daugiausiai netiesioginiais būdais – per jų poveikį savo žvaigždėms, jų judėjimui ar regimajam šviesiui. Šie metodai tinka mūsų Galaktikoje, kur galime ilgai ir detaliai stebėti pavienes žvaigždes. Kitose galaktikose taip detaliai stebėti neišeina; tiesa, prieš porą metų buvo paskelbti įtarimai, paremti gravitacinio lęšiavimo matavimais, kad tolimoje galaktikoje yra milijardai planetinės masės objektų, nesisukančių aplink žvaigždes, o skrajojančių laisvai erdvėje. Bet konkrečios egzoplanetos už Paukščių Tako ribų kol kas nesame identifikavę. Naujajame tyrime paskelbta apie galimą planetos aptikimą M51, arba Sūkurio galaktikoje. Tyrėjai stebėjo ten esantį rentgeno spindulių šaltinį M51-ULS-1, kurį sudaro juodoji skylė arba neutroninė žvaigždė ir aplink ją besisukanti įprasta žvaigždė. Rentgeno spinduliai sklinda iš labai kompaktiško regiono, tad tarp jo ir mūsų praskrendanti planeta gali visiškai užstoti spinduliuotę. Būtent tokia situacija buvo pastebėta 2012 metų rugsėjį surinktuose stebėjimų duomenyse. Pritemimas truko apie tris valandas; jį galėjo sukelti Saturno dydžio planeta. Pritemimo metu nepakito objekto spektras – tai leidžia atmesti galimybę, kad rentgeno spinduliuotė sumažėjo dėl medžiagos pokyčių prie pat šaltinio arba dėl žvaigždės praskridimo. Aišku, iš vieno tranzito nustatyti, ar tai tikrai planeta, neįmanoma, bet tolesni dedikuoti šaltinio stebėjimai leistų tokią hipotezę patikrinti. Apskritai būtent rentgeno spinduliuotės šaltiniai dėl savo kompaktiškumo gali būti geriausia vieta ieškoti planetų kitose galaktikose. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Juodųjų skylių rentgeno signalas. Kai kurios dvinarės sistemos skleidžia daug rentgeno spindulių. Energinga spinduliuotė sklinda iš juodosios skylės arba neutroninės žvaigždės prieigų – tik aplink tokius kompaktiškus objektus dujos gali įgreitėti ir įkaisti tiek, kad imtų spinduliuoti rentgeno fotonus. Juodoji skylė nuo neutroninės žvaigždės labiausiai skiriasi tuo, kad pastaroji turi kietą paviršių, o skylė – ne. Tad medžiaga, krentanti į juodąją skylę, tiesiog joje pranyksta, o į neutroninę žvaigždę pataikiusi medžiaga išsisklaido jos paviršiuje. Smūgis į paviršių gali įkaitinti medžiagą ir sukurti papildomą spinduliuotę, kuri galėtų padėti iš toli atskirti, jog kompaktiškas objektas sistemoje yra būtent neutroninė žvaigždė. Naujame tyrime išnagrinėta, ar tikrai toks metodas veiktų. Paėmę 24 rentgeno dvinarių – vienuolikos su juodosiomis skylėmis ir trylikos su neutroninėmis žvaigždėmis – stebėjimų duomenis, mokslininkai išnagrinėjo įvairius jų spektro elementus. Pagrindiniai skirtumai tarp dviejų grupių aptikti nagrinėjant tris parametrus: laisvųjų elektronų temperatūrą kompaktiško objekto prieigose (juodųjų skylių ji šiek tiek aukštesnė), vidutinį energijos kiekį, kurį įgauna su elektronais sąveikaujantys fotonai (prie juodųjų skylių jis žymiai aukštesnis) ir galutinį įgreitintų fotonų šviesį (prie juodųjų skylių jis vėlgi žymiai aukštesnis). Šiuos parametrus išmatuoti dažnai yra lengviau, nei apskaičiuoti kompaktiško objekto masę, taigi ateityje, juos žinant, bus galima daug greičiau suskirstyti rentgeno spindulių šaltinius į juodųjų skylių bei neutroninių žvaigždžių dvinares sistemas. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

M87* šešėlis kinta. Pernai pavasarį paskelbta pirmoji juodosios skylės nuotrauka – galaktikos M87 centre esančio objekto atvaizdas. Nuotrauka padaryta naudojant radijo interferometriją – techniką, kuri leidžia apjungti daugelio teleskopų stebėjimus į vientisą vaizdą, tarsi turėtume teleskopą, dydžiu prilygstantį atstumui tarp realių teleskopų. Duomenis rinko teleskopai, išdėstyti visoje Žemėje – nuo Havajų ir Kanarų salų iki Antarktidos. Ir nors didžioji dalis duomenų surinkti 2017 metais, dalis teleskopūų M87 juodąją skylę (trumpiau žymimą M87*) stebėjo nuo 2009-ųjų. Dabar pristatyta šių duomenų analizė leidžia geriau suprasti, ką matome tose nuotraukose. Spinduliuotė, matoma pernykštėje nuotraukoje, susideda iš dviejų dalių. Dalį šviesos skleidžia prie pat juodosios skylės esančios dujos, o dalis yra tolimų objektų spinduliuotė, sufokusuota juodosios skylės gravitacijos. Pastaroji spinduliuotė visada yra ryškesnė toje juodosios skylės pusėje, kuri sukasi į mus, nes ta kryptimi judantys fotonai įgyja papildomos energijos. Juodosios skylės sukimosi kryptis per dešimt metų neturėtų pasikeisti, taigi „foninės“ spinduliuotės dedamoji nuotraukoje turėtų būti beveik pastovi – gali kisti tik jos intensyvumas, bet ne santykinis šviesumas skirtingose tamsiojo kūno pusėse. Tuo tarpu aplink esančios dujos nuolatos juda, tad jų spinduliuotė turėtų keistis. Nagrinėdami senas ir naujesnes nuotraukas, tyrėjai pamatė, kad šviesiausia atvaizdo dalis yra vis kitoje vietoje, taigi dalį spinduliuotės tikrai skleidžia aplinkinės dujos. Šiuo metu turimų duomenų nepakanka, kad būtų galima sudaryti kintančio spinduliuotės žiedo atvaizdus, bet tą galbūt pavyks pasiekti netolimoje ateityje, surinkus daugiau duomenų naudojant visą teleskopų masyvą. Šie duomenys leis gana tiksliai įvertinti ir juodosios skylės sukimosi spartą bei kryptį. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Tolygių galaktikų diskų atsiradimas. Daugumoje diskinių galaktikų žvaigždės išsidėsčiusios gana tvarkingai: centre jų daug, tolstant į kraštus – mažėja. Vidutinio tankio priklausomybę nuo atstumo aprašo eksponentinė funkcija. Bet iš principo galimų sąryšių yra ir daugiau, tad kodėl visi galaktikų diskai, nuo didžiausių iki mažiausių, yra eksponentiniai? Naujame tyrime pateikiamas galimas atsakymas: tą nulemia žvaigždžių gravitacinės sąveikos su įvairiomis masės sankaupomis diskuose. Dujos galaktikos diske nėra išsidėsčiusios tolygiai: jos kaupiasi spiralinėse vijose bei debesyse, kuriuose formuojasi naujos žvaigždės. Pačios žvaigždės neretai irgi skrajoja spiečiuose. Šios masės sankaupos gali pakreipti greta praskrendančių pavienių žvaigždžių orbitas. Daugybė sąveikų per milijardus metų „išlygina“ diską ir sukuria eksponentinį tankio profilį. Tyrime šis rezultatas gautas naudojantis skaitmeniniu modeliu, kuriuo buvo sekamas daugybės žvaigždžių ir masės sankaupų judėjimas diske, taip pat patikrintos įvairios pradinės disko savybės. Priklausomai nuo sankaupų kiekio, masės ir tankio, bei nuo dujų masės diske, eksponentinis profilis sukuriamas per skirtingą laiko tarpą. Masyviausiuose diskuose, kuriuose yra ir daugiausia masyvių tankių sankaupų, tam gali prireikti mažiau nei milijardo metų; kituose gali reikėti kelių milijardų. Visgi per Visatos amžių visi tyrinėti diskai pasiekia eksponentinį profilį. Šis rezultatas atitinka ir daug paprastesnių analitinių skaičiavimų prognozę – nagrinėjant tokias sąveikas statistiškai, taip pat randama tendencija diskams formuoti eksponentinį masės pasiskirstymą. Taigi žvaigždžių orbitų sklaida yra labai universalus reiškinys. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

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

Laiqualasse