Kąsnelis Visatos CDLXXII: Marsas!

Marsas – vienintelė Saulės sistemos planeta, apgyvendinta vien robotų. Ir jų vis daugėja. Praeitą savaitę į orbitą atskrido Kinijos ir JAE zondai, šią savaitę nusileisti turėtų NASA marsaeigis Perseverance. Jau veikiantys – kai kurie beveik du dešimtmečius – Marso tyrimų zondai padeda atskleisti planetos paviršiaus struktūrų amžių bei lengviausiai pasiekiamus vandens ledo rezervuarus. Kitose naujienose – superžemių gelmių laboratoriniai tyrimai, galima planeta prie Kentauro Alfos, keisti galaktikų mirgesiai ir daug juodųjų skylių sename žvaigždžių spiečiuje. Gero skaitymo!

***

Nauji svečiai Marse. Praėjusią savaitę robotų populiacija Marso orbitoje pagausėjo dviem naujausiais nariais – Kinijos bei Jungtinių Arabų Emyratų tyrimų palydovais. Šie zondai, kaip ir NASA Perseverance marsaeigis, išskrido pernai vasarą ir daugiau nei pusmetį keliavo Raudonosios planetos link. Pirmasis tikslą pasiekė Al Amal, arba Viltis – JAE zondas, pirmasis tarpplanetinis zondas iš arabų šalies. Jis į orbitą įėjo vasario 9 dieną, antradienį. Vos po dienos jo pėdomis pasekė Tianwen-1, Kinijos zondas – taip pat pirmoji šios šalies Marso misija. Po kelių mėnesių palydovas nusiųs zondą į planetos paviršių; jei šis misijos etapas bus sėkminga, Kinija taps vos antrąja šalimi po JAV, kuriai pavyko sėkmingai nutūpdyti zondą Marse. Apskritai Tianwen-1 daugiausiai tyrinės Marso jonosferą bei atmosferos pabėgimą į kosmosą, taip pat sudarys naujus planetos marsalapius, nustatys skirtingų paviršiaus vietų geologiją. Al Amal irgi skirtas atmosferos tyrimams, ypač orų pokyčiams kintant metų laikams, vandenilio ir deguonies kiekio atmosferoje kitimą, dulkių poveikį oro masėms.

Šią savaitę laukia dar vienas ypatingas įvykis – NASA marsaeigio Perseverance nusileidimas Jezero krateryje. Vasario 18-ąją, ketvirtadienį, marsaeigis leisis naudodamas naujovišką padėties fiksavimo sistemą – kameras, kurios realiu laiku fiksuos po zondu esantį paviršių ir tikrins jo darinius su turimu marsalapiu. Beveik kitoje Marso pusėje, už pusketvirto tūkstančio kilometrų, stovintis zondas InSight turėtų klausytis šio nusileidimo. InSight detektoriai skirti seisminių virpesių paieškoms, bet jie turėtų užfiksuoti ir Perseverance nusileidimo sukeltą drebulį. Toks signalas padėtų dar geriau suprasti Marso plutos savybes, nes, priešingai nei natūralių drebėjimų atveju, bus žinoma ne tik užfiksavimo, tačiau ir virpesių šaltinio vieta.

***

Marso struktūrų amžius. Marso paviršiaus struktūros – krateriai, dykumos, uolienos ir ledynai – yra nevienodo amžiaus. Pagal kraterių skaičių galima įvertinti, kurie paviršiai jaunesni, o kurie – senesni. Tačiau nustatyti tikslų jų amžių yra daug sunkesnė užduotis. Du nauji tyrimai padeda patikslinti šiuos skaičius.

Pirmajame darbe nagrinėjamas viso Marso paviršių amžius, remiantis kraterių tankumu. Tokie tyrimai daryti jau seniau, tačiau jie rėmėsi metodo kalibravimu, kuris pats buvo paremtas Apollo astronautų pargabentų Mėnulio mėginių analize. Pastaraisiais metais išsiaiškinta, kad ši analizė nebuvo visai tiksli, o ja nustatyti Mėnulio uolienų amžiai – per maži. Taigi ir asteroidų smūgių į Saulės sistemos kūnus dažnis praeityje kito ne taip, kaip manyta anksčiau. Atsižvelgus į naująją kalibraciją, paaiškėjo, kad dauguma Marso paviršių greičiausiai yra gerokai senesni. Pavyzdžiui, Jezero kraterio, kuriame leisis Perseverance, dugno amžius greičiausiai viršija tris milijardus metų – 500 milijonų metų daugiau, nei ankstesni vertinimai. Krateris yra didesniame Izidės baseine, kuris, pagal naująjį tyrimą, yra 4-4,2 milijardo metų amžiaus – tai yra ir maksimalus galimas Jezero kraterio amžius. Tyrimo rezultatai arXiv.

Kitame darbe nagrinėjamas Marso šiaurinės poliarinės kepurės amžius. Kepurę sudaro daug vandens ir anglies dvideginio ledo sluoksnių. Jos paviršiuje matomi įvairūs raibuliai, susidarantys dėl Saulės spinduliuotės ir sąveikos su atmosfera. Apjungę stebėjimų duomenis su evoliuciniu skaitmeniniu modeliu, tyrėjai nustatė, kad kepurė – ar bent jau paviršinis jos sluoksnis – yra jauna, vos 1-10 tūkstančių metų amžiaus. Per ilgesnį laiką raibuliai ledo paviršiuje būtų išaugę daug gilesni, nei yra dabar. Toks laikotarpis yra daug trumpesnis, nei reikia reikšmingam Marso sukimosi ašies posvyrio pakitimui – tai nutinka per šimtus tūkstančių ar net milijonus metų. Vadinasi, ledo kepurę augina ir naikina ir kiti procesai. Tyrimo rezultatai publikuojami JGR Planets.

***

Marso vanduo. Kur geriausia įkurti pirmąsias ilgalaikes tyrimų stotis Marse? Vienas pagrindinių kriterijų yra vandens – tiksliau, vandens ledo – prieinamumas. Laimei, jo Marse yra daug, tik daugiausiai ne paviršiuje, o šiek tiek po juo. Naujame tyrime išnagrinėti įvairūs ledo egzistavimo požymiai ir nustatytos tikėtiniausios reikšmingų popaviršinių sankaupų vietos. Tyrimui pasitelkti duomenys iš trijų orbitinių zondų: Mars Odyssey, Mars Reconnaisance Orbiter ir jau nebeveikiančio Mars Global Surveyor. Pagrindinis tikslas buvo nustatyti, kaip toli link pusiaujo driekiasi popaviršinio ledo klodai, mat arčiau pusiaujo aukštesnė temperatūra ir daugiau Saulės šviesos, tad tyrimų stotis norėtųsi statyti būtent ten. Nei vienas zondas nepritaikytas tiesioginėms vandens ledo paieškoms, tačiau jie rinko duomenis apie vandenilio koncentraciją arti paviršiaus, radijo bangų sklidimo greitį bei paviršiaus temperatūros pokyčius. Visi šie reiškiniai priklauso nuo vandens ledo kiekio. Tyrėjai pasitelkė naujus duomenų analizės algoritmus ir įvertino, kuriose vietose šie netiesioginiai įrodymai duoda tvirčiausią užuominą apie vandens egzistavimą. Daugiausiai patogiai pasiekiamo ledo, panašu, esama Arkadijos lygumoje ir Deuteronilo plynaukštėje – dviejuose maždaug tūkstančio kilometrų skersmens regionuose pusiaukelėje tarp pusiaujo ir šiaurės ašigalio. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Astronomy.

Vandens taip pat yra ir Marso atmosferoje. Kildami nuo paviršiaus, garai suskyla į vandenilį bei deguonį, o vandenilis pabėga į kosmosą – taip Marsas netenka vandens likučių. Sunkesnis vandenilio izotopas, deuteris, pabėga ne taip lengvai, todėl deuterio ir vandenilio santykis laikui bėgant auga. Žinodami, koks jis yra dabar, galime daug geriau suprasti, kaip vanduo pabėginėjo iš Marso per milijardus metų. ExoMars orbitinio zondo surinkti duomenys atskleidė, kad deuterio ir vandenilio santykis stipriai svyruoja skirtingu metų laiku bei skirtingame aukštyje virš planetos paviršiaus. Ten, kur vandens molekulės suyra, deuterio/vandenilio santykis žemiškąjį viršija šešis kartus. Pirmykščio Marso ledas greičiausiai turėjo panašų santykį, kaip ir Žemės vanduo, taigi nauji duomenys patvirtina, jog iš Marso išgaravo tikrai didelė vandens dalis. ExoMars duomenys yra pirmasis trimatis žvilgsnis į vandenį Marso atmosferoje; tolesnė jų analizė padės suprasti, kaip vanduo pernešamas aukštyn. Taip pat ExoMars atmosferoje aptiko vandenilio chlorido – tai pirmas kartas, kai šis junginys aptiktas Marse. Šis junginys susidaro, kai chloridų druskos pakyla į atmosferą su dulkėmis ir sąveikauja su vandens garais. Taigi atradimas yra dar vienas įrodymas, kad vandens garai kyla Marso atmosferoje. Ateityje detalesnė vandenilio chlorido analizė turėtų padėti geriau suprasti druskų pasiskirstymą Marso paviršiuje. Tyrimo rezultatai publikuojami Science Advances: vandens garai ir vandenilio chloridas.

***

Jupiterio trojėnų paslaptys. Jupiterio orbitoje, nutolę 60 laipsnių nuo planetos į abi puses, aplink Saulę skrieja tūkstančiai asteroidų. Lekiantys prieš Jupiterį vadinami graikais, už jo – trojėnais – ir vadinami Iliados veikėjų vardais. Graikų populiacija yra kiek didesnė, nei trojėnų. Šių metų pabaigoje NASA planuoja Jupiterio link išsiųsti misiją Lucy, kurios tikslas yra ištirti net aštuonis asteroidus – vieną Asteroidų žiede, penkis Jupiterio graikus ir du trojėnus. Bet ir stebėdami iš Žemės galime rasti įvairių įdomių šių asteroidų savybių. Naujame tyrime nustatyta, kad graikai yra daug pailgesni už trojėnus. Išvada padaryta atlikus daugiau nei 800 graikų ir beveik 400 trojėnų fotometrinius stebėjimus, naudojant asteroidų stebėjimui skirtą teleskopą ATLAS. Pavienių asteroidų formos stebėjimai išskirti neleidžia, bet jų šviesis nuolat kinta dėl sukimosi aplink savo ašį. Įvertinę pokyčių amplitudes, tyrėjai apskaičiavo, kokios formos elipsės geriausiai apibūdina tipinį kiekvienos populiacijos asteroidą. Paaiškėjo, kad „graikų“ elipsoidų trumpoji ašis yra maždaug 77% ilgosios, o „trojėnų“ – 86%. Skirtumas neatrodo labai didelis, bet jis yra statistiškai reikšmingas. Kodėl populiacijų forma skiriasi? Tai gali būti susidūrimo dažnio pasekmė. Kuo dažniau asteroidai susiduria tarpusavyje, tuo pailgesnės tampa jų formos. Detalesni asteroidų populiacijų modeliai padės išsiaiškinti, kiek laiko vidutiniškai trojėnai ir graikai praleidžia Jupiterio orbitoje prieš subyrėdami ar išlėkdami kitur. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Gyvybei tinkama superžemė kaimynystėje? Artimiausia Saulei žvaigždė, Kentauro Alfa, galimai turi superžemės dydžio planetą gyvybinėje zonoje. Tai yra pirmas kartas, kai tiesiogiai užfiksuotas uolinės planetos signalas, tinkamai eliminavus žvaigždės spinduliuotę. Įprastai planetos prie kitų žvaigždžių aptinkamos netiesioginiais metodais – išmatavus planetų poveikį savo žvaigždžių judėjimui ar spinduliuotei. Tiesioginiam aptikimui reikia labai gerai užblokuoti žvaigždės šviesą, kuri daugybę kartų nustelbia net ir didžiausių planetų spinduliuotę. Iki šiol tai buvo padaryta tik toli nuo žvaigždės skriejančioms dujinėms milžinėms. Naujajame tyrime sėkmingai eliminuota infraraudonoji Kentauro Alfos spinduliuotė ir atlikti sistemos stebėjimai, iš viso apėmę net 100 valandų laikotarpį. Atmetus apie penktadalį prastos kokybės nuotraukų, parodyta, kad ryškesniosios sistemos narės – Kentauro Alfos A – gyvybinėje zonoje pasiektas kontrastas, leidžiantis aptikti už Neptūną mažesnes planetas. Tai yra bent dešimt kartų geresnis rezultatas, nei būtų įmanomas naudojant ankstesnius žvaigždės šviesos filtravimo metodus. Gautuose duomenyse pastebėtas ryškesnės infraraudonosios šviesos šaltinis žvaigždės gyvybinėje zonoje, kurio intensyvumas atitinka tikėtiną maždaug Neptūno masės planetos spinduliuotę. Visgi tai taip pat gali būti tarpplanetinių dulkių atspindys arba netgi instrumentinis ar duomenų analizės įvestas artefaktas. Kaip bebūtų, naujasis metodas turėtų labai pagerinti planetų paieškas prie artimiausių žvaigždžių. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Communications.

***

Superžemių ir subneptūnų skirtumai. Egzoplanetų randama labai įvairių, tačiau statistiškai jas galima sugrupuoti į uolines ir dujines. Uolinių planetų spinduliai neviršija maždaug 1,7 Žemės spindulio, o dujinių prasideda nuo maždaug 2 Žemės spindulių. Tarp šių verčių egzistuoja tarpas, kurio prigimtis nėra iki galo aiški. Reikšmingą vaidmenį čia neabejotinai atlieka žvaigždės spinduliuotė, garinanti planetos atmosferą, tačiau galbūt yra ir prigimtinis skirtumas tarp didesniųjų ir mažesniųjų planetų? Kai kurie modeliai bando įtraukti skirtingą planetų kilmę – pasak jų, didesniosios planetos susiformuoja su reikšmingai didesniais branduoliais, todėl gali išlaikyti masyvias atmosferas. Bet pagal šiuos modelius turėtų egzistuoti tarpas ir planetų masių pasiskirstyme, atitinkantis tarpą spindulių pasiskirstyme, o stebėjimai rodo priešingai. Naujame tyrime pateiktas kitoks galimas paaiškinimas – planetų dydžiai skiriasi, nes jos auga skirtingu greičiu. Didesnių planetų branduoliai užauga truputį anksčiau, todėl gali prisitraukti daug dujų iš protoplanetinio disko. Mažesnės planetos auga lėčiau, o protoplanetinis diskas nyksta, todėl ir dujų prisitraukimui lieka mažiau. Be to, mažėjant disko tankiui, kyla jo dujų temperatūra, o tai irgi trukdo planetoms, ypač 1-2 Žemės masių, prisitraukti reikšmingą kiekį atmosferos. Šis modelis paaiškina spindulių tarpo egzistavimą, net jei planetų branduolių masių pasiskirstymas yra tolygus. Be to, jis paaiškina, kodėl toliau nuo žvaigždės esančių planetų spindulio tarpas randamas ties šiek tiek mažesniais spinduliais, nei artimesnių: arčiau žvaigždės diskas nyksta sparčiau ir yra karštesnis, todėl atmosferą prisitraukti ir išlaikyti gali tik masyvesnės planetos. Prie šio proceso prisideda ir vėlesnis atmosferų garavimas, bet jis nėra dominuojantis reiškinys. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Superžemių gyvybingumas. Superžemės – 1,5-2 kartus už Žemę didesnio spindulio planetos – yra bene gausiausia planetų grupė Galaktikoje. Nors jų atrasta jau daug, vis dar neaišku, kiek jos skiriasi nuo Žemės, o tai neleidžia atsakyti ir į klausimą apie jų tinkamumą gyvybei. Paprastai, kalbant apie gyvybės pėdsakų paieškas, turima omeny planetos atmosferos analizė – ji gali parodyti, ar planetoje jau yra gyvų organizmų, kurie į atmosferą išskiria metabolinius produktus. Bet sąlygos gyvybės atsiradimui labai priklauso ir nuo procesų, vykstančių planetos gelmėse – tektoninių plokščių judėjimo, magnetosferos formavimosi ir t.t. Naujame tyrime, pasitelkus laboratorinius eksperimentus, bandoma bent iš dalies atsakyti į klausimus apie tokių reiškinių eigą masyvesnėse planetose. Jau ne vieną dešimtmetį laboratorijose atliekami eksperimentai, kuriais nustatomos mineralų savybės Žemės gelmėse. Superžemių gelmėse slėgiai yra aukštesni, gali net 14 milijonų kartų viršyti atmosferos slėgį, ir juos sukurti kol kas nebuvo įmanoma. Bet naudodami naują prietaisą tyrėjai pagaliau galėjo išnagrinėti, kaip kinta bridžmanito – magnio silikato – savybės, jį slegiant milžinišku slėgiu ir kaitinant iki labai aukštų temperatūrų. Paaiškėjo, kad suslėgtas iki milijonų atmosferų, bridžmanitas lydosi labai sunkiai, maksimali lydymosi temperatūra viršija 9400 kelvinų, t. y. yra gerokai aukštesnė, nei Saulės paviršiuje. Jei superžemių viduje nepasiekiama tokia aukšta temperatūra, silikatinės uolienos ten gali likti kietos; tokiu atveju būtų sunku judėti tektoninėms plokštėms, cirkuliuoti magmai mantijoje, gali neužgimti ir magnetosfera, atsirandanti dėl skysto branduolio judėjimo. Tolesni tyrimai ir detalesni planetų formavimosi modeliai padės geriau įvertinti jų vidaus savybes. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Communications.

***

Juodųjų skylių spiečius spiečiuje. Žvaigždžių spiečiai sutelkia tūkstančius ir daugiau žvaigždžių. Kai kurios iš jų gyvenimo pabaigoje sprogsta supernovomis, o po sprogimo lieka juodosios skylės. Dalis juodųjų skylių pabėga iš spiečiaus, bet kitos lieka skrajoti jame. Gali būti, kad jos po truputį susijungia į vieną tarpinės masės juodąją skylę – šimtų ar tūkstančių Saulės masių tamsų darinį. Bet nebūtinai: štai naujame tyrime, ieškodami tokios juodosios skylės, mokslininkai aptiko įrodymų, kad spiečiaus NGC 6397 centre skrajoja dešimtys žvaigždinių juodųjų skylių. NGC 6397 yra kamuolinis spiečius, kurio masė siekia apie 100 tūkstančių Saulės masių. Senesnių stebėjimų duomenys rodė, kad jo centre lyg ir egzistuoja tamsus objektas, kelis šimtus kartų masyvesnis už mūsų žvaigždę, bet įrodymai nebuvo tvirti. Naujajame darbe tyrėjai pasitelkė Gaia ir Hubble teleskopų duomenis ir sudarė tiksliausią spiečiaus struktūros modelį. Ištyrę įvairias galimas struktūras, jie nustatė, kad žvaigždžių judėjimo ir koncentracijos duomenis daug geriau paaiškina modelis su centre esančiu žvaigždinių juodųjų skylių telkiniu, o ne tarpinės masės juodąja skyle. Telkinio masė siekia apie 2000 Saulės masių. Tiesa, jis gali būti sudarytas ne vien iš juodųjų skylių, bet ir iš neutroninių žvaigždžių ar baltųjų nykštukių – objektų, kurie šviečia gerokai silpniau, nei įprastos žvaigždės. Tokio telkinio egzistavimas taip pat rodo, kad juodųjų skylių susijungimai spiečiuose greičiausiai yra daug retesni, nei manyta iki šiol. NGC 6397 amžius vertinamas daugiau nei 13 milijardų metų, juodosios skylės jame skrajoja panašiai ilgai. Jei per tiek laiko jos nesusijungė į vieną, tai greičiausiai tokie susijungimai apskritai beveik nevyksta. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Krabo ūko modelis – matomas iš Žemės vaizdas (kairėje) ir šonu pasuktas vaizdas (dešinėje). Šaltinis: Thomas Martin, Danny Milisavljevic, Laurent Drissen

1054 metais Žemės dangų nušvietė supernova Tauro žvaigždyne. Jos vietoje dabar matoma liekana – Krabo ūkas. Čia matote ne ūko nuotrauką, bet trimatį jo modelį, sukurtą remiantis detaliausiais spektroskopiniais stebėjimais. Daugiau nei 300 tūkstančių taškų spektrinė informacija leido gana patikimai įvertinti, kokiu atstumu yra skirtingos ūko dalys ir suformuoti modelį. Rezultatai parodė, kad medžiaga ūke išsidėsčiusi įvairiais žiedais, kurių savybės padės išsiaiškinti medžiagos maišymosi eigą supernovos sprogimo metu.

***

Šaltų dujų srautų paieška. Aplinkinėje Visatoje trūksta medžiagos. Šitai žinome jau kelis dešimtmečius – stebėjimai, kuriais įvertintas dujų bei žvaigždžių kiekis tolimoje Visatoje rodo, kad ten šios, įprastos, materijos yra maždaug dvigubai daugiau, nei randame aplinkinėse galaktikose ir tarpgalaktinėje erdvėje. Pastaraisiais metais rastas vienas galimas paaiškinimas: daug dujų sudaro šiltą-karštą tarpgalaktinę terpę. Tokias, daugiau nei milijono laipsnių karščio retas dujas, aptikti labai sudėtinga; tik naujausi teleskopai ir dideli apžvalginiai stebėjimai leido įžiūrėti gijas, jungiančias daugelį galaktikų porų. Bet tai – ne visa galima nematoma medžiaga. Jos gali būti ir galaktikų viduje. Tai galėtų būti šalti debesys, nepakankamai tankūs, kad formuotų žvaigždes ir matytųsi stebint tiesiogiai, bet pakankamai reikšmingi, kad paveiktų pro juos sklindančią tolimų objektų spinduliuotę. Dabar pristatyta duomenų analizė, pirmą kartą atskleidžianti tokios struktūros egzistavimą. Naudodami radijo bangų teleskopą ASKAP tyrėjai stebėjo 30 kvadratinių laipsnių dangaus regioną – 150 kartų didesnį plotą, nei Mėnulio pilnatis. Stebėjimai atlikti keletą kartų, kiekvieną sykį po 10 valandų, su dienų-mėnesių trukmės tarpais. Duomenyse aptiktos šešios aktyvios galaktikos, kurių spinduliuotė sparčiai keitėsi: kartais net dešimčių minučių laikotarpiu padidėdavo ar sumažėdavo iki 40%. Vidiniai procesai galaktikose tokių pokyčių sukelti negali, taigi mirgėjimas yra tarp šaltinių bei mūsų judančios tarpžvaigždinės medžiagos pokyčių pasekmė. Tą patvirtina ir faktas, kad penkios iš šešių galaktikų susitelkusios vienoje juostoje, kurios plotis neviršija vienos kampinės minutės, o ilgis siekia apie du laipsnius. Sumodeliavę tikėtiną medžiagos judėjimą, kuris galėtų paaiškinti mirgėjimo kitimą per metus, tyrėjai nustatė, kad objektas greičiausiai yra vos keturių parsekų atstumu nuo mūsų esanti dujų juosta, kurios ilgis siekia apie dešimtadalį parseko. Tai gali būti molekulinio debesies dalis, atplėšta gravitacinės sąveikos su kitu debesiu ar žvaigždžių spiečiumi. Kol kas nežinia, kiek tokių srautų galėtų būti mūsų Galaktikoje ir kokia jų bendra masė, bet jie gali sudaryti reikšmingą tarpžvaigždinės terpės masės dalį. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Keistai mirgančios galaktikos. Stipri radijo spinduliuotė, sklindanti iš galaktikos, dažniausiai yra aktyvaus branduolio kuriamų čiurkšlių požymis. Kai kurios čiurkšlės driekiasi tūkstančius parsekų nuo centro, o jų kuriami radijo kevalai dydžiu lenkia visą galaktiką. Kitos, priešingai, yra mažytės, užsibaigiančios keleto parsekų atstumu nuo centro. Tokį skirtumą paaiškinti galima dviem būdais: arba mažosioms čiurkšlėms išplisti neleidžia tanki tarpžvaigždinė medžiaga, arba jos tiesiog yra labai jaunos. Yra žinoma, kad jaunos čiurkšlės turėtų skleisti daugiau aukšto dažnio radijo bangų, nei žemo, o senos – atvirkščiai; kitaip tariant, jaunos čiurkšlės yra „radijo-mėlynos“, o senos – „radijo-raudonos“. Naujame tyrime bandoma išsiaiškinti, kaip keičiasi čiurkšlių radijo spalva ir nuo ko šie pokyčiai priklauso. Tyrimui pasirinktos daugiau nei 21 tūkstantis galaktikų, patekusių į apžvalginio radijo stebėjimų projekto GLEAM matymo lauką. Jos buvo stebėtos ilgiau nei metus 20-yje skirtingų radijo dažnių. Tarp jų aptiktos 323 galaktikos, kurių spinduliuotė per metus reikšmingai pasikeitė. Iš jų 51 šaltinis pasižymėjo radijo spalvos pokyčiais, likusių keitėsi tik spinduliuotės intensyvumas. Kintamumu – ir intensyvumo, ir spalvos – dažniau pasižymi kompaktiški radijo šaltiniai; tai yra logiška, nes mažesniame šaltinyje greičiau gali pasireikšti savybių pokyčiai. Tyrėjai pateikė tris galimas interpretacijas, kas sukelia kintamumą. Arba galaktikų branduolių spinduliuotę užstoja tarpžvaigždinės dujos ir šis užstojimas kinta laikui bėgant; arba kintančius šaltinius stebime išilgai čiurkšlės plitimo linijos, todėl bet kokie pokyčiai pasireiškia labai greitai; arba čiurkšlės plinta netolygiai ir jomis kartais sklinda medžiagos sutankėjimai, pasireiškiantys kaip intensyvesnė spinduliuotė iš pradžių mėlynoje, o vėliau raudonoje spektro dalyje. Bet kuriuo atveju, tai yra pirmasis įrodymas, jog radijo spindulių ruože nakties dangus reikšmingai keičiasi žmogiškomis laiko skalėmis. Tolesni stebėjimai, tikėkimės, padės suprasti, kas iš tiesų lemia radijo spinduliuotės pokyčius ir taip padės geriau suvokti ekstremalius procesus, vykstančius juodųjų skylių prieigose. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Reliatyvumo teorija mums sako, kad gravitacija iškreipia ne tik erdvę, bet ir laiką. Kodėl? Apie tai pasakoja PBS Space Time:

***

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

Laiqualasse

2 komentarai

  1. Visada domino klausimas, kiek kartų sunkesnė už Žemę superžemė dar būtų tinkama gyventi mums? Dėl lengvesnių viskas kaip ir aišku – nors silpnesnė gravitacija leidžia atrofuotis raumenims, bet gyvenimo nesunkina, o net gi lengvina, nes dar prieš raumenų atrofaciją, žmogus gali iškelti daug didesnes mases, nes svoris mažėja dėl menkos gravitacijos. O kaip yra su didele gravitacija? Kokią didesnę gravitaciją žmogaus organizmas sugebėtų atlaikyti trumpą laiką tik trumpam apsilankant, o kiek ilgai – nuolatos gyvenant? Juk turbūt prie aukštesnių gravitacijų apsunkėja darbai ar tampa net visai negalimi. Arba net egzistavimas. Gal yra koks tyrimas ar bent teko girdėti ribinius laisvojo kritimo pagreičio skaičius dar pakenčiamus mums?

    1. Tyrimų apie pagreičius tikrai yra, nes tai svarbu ir astronautams, ir pilotams. Atrodo, kad vertikalia kryptimi netreniruoti žmonės gali atlaikyti iki 5g perkrovą (https://en.wikipedia.org/wiki/G-force#Human_tolerance), horizontalia – daug daugiau. Bet, aišku, būtų daug sunkiau bet ką veikti.

      Planetos paviršinis laisvojo kritimo pagreitis apskaičiuojamas kaip GM/R^2, kur M yra masė, R – spindulys. Masė yra proporcinga tankiui ir spindulio kubui, taigi g ~ rho*R. Tankis, augant spinduliui ir masei, šiek tiek auga (gravitacija talpiau suspaudžia uolienas), bet vis tiek uolinių planetų laisvojo kritimo pagreitis neturėtų pasiekti daug didesnių verčių, nei dvigubas žemiškasis.

Komentuoti: Laiqualasse Atšaukti atsakymą

El. pašto adresas nebus skelbiamas. Būtini laukeliai pažymėti *