Kąsnelis Visatos CDLXXVI: Atmosferos

Marso atmosfera praeityje galėjo kartkartėmis pasikeisti iš oksiduojančios į redukuojančią. Redukuojanti ji tapdavo po vandenilio išmetimų – tai kartu sušildydavo planetą ir leido joje egzistuoti skystam vandeniui. Tuo tarpu kometų „atmosferos“ – halai aplink galvas – bent kartais pradeda formuotis dar Kuiperio žiede. Egzoplanetų atmosferų sąveika su uolienomis labai svarbi klimato stabilumui – nauji tyrimai apie šį procesą padės geriau įvertinti, kurios planetos gali tikti gyvybei. O dar naujienose – tolimiausia kvazaro čiurkšlė, raudonųjų supermilžinių temperatūrų matavimas, statybų ir tyrimų planai Mėnulyje bei Visatos plėtimosi matavimo tikslinimai. Gero skaitymo!

***

Statybos Mėnulyje. Mėnulio tyrimai ir infrastruktūros statybų planai įsibėgėja vis labiau; tiek daug, kad juos galima vadinti nauja (ar nauja-sena) kosminių lenktynių arena. Praeitą savaitę Rusijos ir Kinijos kosmoso agentūros paskelbė apie planus bendradarbiauti statant Mėnulio tyrimų stotį. Kol kas nežinia, kada stotį planuojama pastatyti; artimiausiu metu agentūros žada vystyti planą ir paskelbti jo detales šių metų pabaigoje. Tada turėtų paaiškėti ir stoties pobūdis – ar ji bus statoma Mėnulio paviršiuje, ar orbitoje aplink palydovą. Kiek anksčiau Rusijos kosmoso agentūra paskelbė apie bent tris misijas į Mėnulį, planuojamas per artimiausius penkerius metus; panašių planų turi ir Kinija, taip pat kitąmet turėtų pradėti darbą nauja Kinijos kosminė stotis.

Tyrimų stotys Mėnulio paviršiuje – ar tai būtų Kinijos ir Rusijos, ar NASA, ar kurios kitos kosmoso agentūros planai – greičiausiai iškils arti pietų ašigalio. Ten yra ir amžinai tamsių kraterių, kupinų vandens ledo, ir nuolat apšviestų viršukalnių, puikiai tinkamų Saulės baterijoms įrengti. Vandens ledui tirpdyti ir kitiems poreikiams reikės labai daug energijos, o viršukalnės – palyginus nedidelės, taigi norėtųsi pastatyti didesnius Saulės bokštus ant jų. Naujame darbe grupė mokslininkų nagrinėja, kokio aukščio tie bokštai galėtų būti. Mėnulio gravitacija silpnesnė, nėra atmosferos – taigi ir vėjo – bei tektoninių plokščių – taigi ir seisminio aktyvumo. Visa tai leidžia statyti žymiai aukštesnes struktūras, nei Žemėje. Pagal tyrėjų atliktus skaičiavimus, betoninis bokštas galėtų siekti net keleto kilometrų aukštį. Betoną tyrėjai pasirinko kaip vieną pigiausių statybinių medžiagų, kurią būtų galima gaminti iš Mėnulio regolito. Betono, žinoma, reikėtų daug – 760 milijonų tonų kilometro aukščio bokštui, – bet rezultatai atpirktų pirmines išlaidas: gausybė energijos leistų įrengti didelę tyrimų stotį, o gal ir pirmąją žmonių koloniją. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Saulės magnetinis laukas. Saulės elgesiui, ypač jos vėjui, žybsniams ir išsiveržimams, esminę įtaką daro magnetinis laukas. Jis formuojasi giliai po žvaigždės paviršiumi, iššauna į viršų per fotosferą ir pasiekia vainiką. Ten užsibaigiančios, nuolat persijungiančios magnetinio lauko kilpos įkaitina retas dujas iki daugiau nei milijono laipsnių, išpučia Saulės vėją, o kartais sukelia ir vainikinės masės išmetimo įvykius. Tarp fotosferos ir vainiko yra dar vienas regionas, vadinamas chromosfera. Juo judėdamas magnetinis laukas patiria daug pokyčių, bet iki šiol chromosferos magnetinis laukas išliko paslaptingas, priešingai nei fotosferos ir vainiko. Naujame tyrime atskleidžiamas geriausias chromosferinio magnetinio lauko vaizdas. Apjungę trijų stebėjimų misijų – suborbitinės raketos CLASP2 bei palydovų Hinode ir IRIS – duomenis, mokslininkai sudarė trimatį aktyvaus Saulės regiono modelį. Pagrindiniai pėdsakai, išduodantys magnetinio lauko konfigūraciją, yra ultravioletinės (magnio ir mangano) bei regimųjų spindulių (geležies) spektro linijos, kurių poliarizacija nurodo, kaip fotonus paveikia magnetinis laukas. Hinode stebėjo fotosferą, o CLASP2 ir IRIS yra jautrūs iš chromosferos sklindančiai spinduliuotei. Taip pavyko apjungti supratimą apie fotosferos ir chromosferos magnetinį lauką; paaiškėjo, kad chromosferos viršuje magnetinio lauko stiprumas siekia 300 gausų – apie 600 kartų daugiau, nei Žemės magnetosfera, ir keletą kartų mažesnis, nei tipinio fotosferos magnetinio lauko. Tai dar toli gražu ne galutinis atsakymas, kaip magnetinio lauko konfigūracija keičiasi tolstant nuo Saulės paviršiaus – išnagrinėtas tik vienas aktyvus regionas vienu metu, – bet visgi žingsnis į priekį siekiant geriau suprasti mūsų žvaigždės elgesį. Tyrimo rezultatai publikuojami Science Advances.

***

Marsas kartais būdavo šiltas. Senovės Marse buvo daug skysto vandens – jūros, upės, ežerai. Jie paliko pėdsakus, kuriuos matome ir šiandien. Tai – ir molingos uolienos, ir upių išgraužtos vagos, ir senkančių jūrų pakrančių nuosėdos. Iš kitos pusės, Saulė jaunystėje buvo blausesnė, tad Marso klimato modeliai rodo, jog planetos temperatūra nelabai galėjo būti aukštesnė, nei šiandien. Kaip šaltame Marse galėjo būti skysto vandens? Naujame tyrime pateikiamas galimas atsakymas – Marsas šiltas būdavo tik protarpiais, po šiltnamio efektą sukeliančių dujų išmetimo į atmosferą. Pagrindinė senovinio Marso klimato modelių problema – pagrindinės šildančios dujos, anglies dvideginis ir metanas, nepajėgtų pakelti Marso temperatūros iki reikalingos skystam vandeniui. Bet reikalingą temperatūrą galima pasiekti, jei atmosferoje būtų daug vandenilio dujų. Iš kitos pusės, lengvos vandenilio dujos neišsilaiko Marso gravitaciniame lauke, tad palyginus greitai pabėgtų į kosmosą. Be to, senovinės Marso uolienos rodo, kad atmosfera buvo labiau oksiduojanti (turinti daug deguonies), nei redukuojanti (turinti daug vandenilio). Naujojo tyrimo autoriai sumodeliavo Marso klimatą, įvertindami, kaip ugnikalnių išsiveržimai galėjo papildyti atmosferą vandeniliu ir kaip įvairūs procesai vandenilį pašalindavo. Gauti rezultatai rodo, kad Marso klimatas galėjo būti šiltas ir drėgnas kelis šimtus tūkstančių metų po stipraus ugnikalnio išsiveržimo ar didelio asteroido smūgio, o vėliau atšaldavo ir tapdavo oksiduojantis. Laikui bėgant ugnikalnių išsiveržimai ir asteroidų smūgiai retėjo, tad ir klimatas tapo vis šaltesnis bei oksiduojantis. Šiandieniniai duomenys apie praeities geologinius (areologinius?) procesus neleidžia patvirtinti ar paneigti, kad Marso jaunystėje klimatas šiltas buvo tik retkarčiais. Iš kitos pusės, gana aišku, kad truputį vėliau, prieš 3,2-3,6 mlrd. metų, vandens Marse būta epizodiškai. Visgi šis modelis gerai apjungia klimato ir geologinius duomenis, o ateityje Perseverance ir kitų misijų surinkti duomenys turėtų padėti išsiaiškinti, ar tikrai jauname Marse vanduo galėjo būti tik kartkartėmis nutinkantis reiškinys. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Geoscience.

***

Ar įmanoma Marsą paversti panašiu į Žemę? Ar gali kažką panašaus padaryti protingos civilizacijos kitose žvaigždžių sistemose, ir gal tokio proceso signalus galima panaudoti toms civilizacijoms aptikti? Apie tai pasakoja John Michael Godier:

***

Kometų uodegos atsiranda toli. Kokia pagrindinė kometų savybė? Daugelis turbūt netruktų atsakyti, jog tai – uodega, didingai besidriekianti milijonus kilometrų už paties ledo gniužulo. Kometai priartėjus prie Saulės arčiau, nei Jupiterio orbita, joje esantis vandens ledas ima garuoti ir suformuoja halą, gaubiantį kometos „galvą“, bei uodegą. Visgi kai kuriais atvejais uodega gali susiformuoti daug toliau – dar Kuiperio žiede. Tokį atradimą tyrėjai padarė išnagrinėję kometos C/2017 K2 savybes, jai po truputį artėjant prie Saulės 2017-2020 metais. Per trejų metų stebėjimų laikotarpį kometos nuotolis nuo Saulės sumažėjo nuo 16 iki 9 astronominių vienetų; Jupiteris nuo Saulės nutolęs kiek daugiau nei 5 astronominius vienetus. Visą šį laiką kometa turėjo halą ir nežymią uodegą, daugiausiai sudarytą iš dulkių. Stebėjimų laikotarpio pabaigoje medžiagos pabėgimo iš kometos sparta siekė net 1000 kilogramų per sekundę. Nepaisant to, kometos halas išaugo ne taip stipriai, kaip būtų galima tikėtis vien dėl didėjančio apšviestumo. Tai rodo, kad halą sudaro lėtai judančios dalelės, kurios kaupėsi daug seniau, nei pradėti stebėjimai. Tyrėjai įvertino, kad kometos halas formuotis pradėjo maždaug 35 astronominių vienetų atstumu – dar Kuiperio žiede. Greičiausiai taip nutiko, nes C/2017 K2 turėjo daug anglies monoksido, kuris garuoti ėmė dar taip toli nuo Saulės. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Uolienos lemia planetų gyvybingumą. Vienas iš svarbių procesų, palaikančių Žemės klimatą, yra uolienų dūlėjimas. Anglies dvideginis, esantis atmosferoje, sąveikauja su silikatinėmis uolienomis; judant tektoninėms plokštėms, anglimi prisotintos uolienos nuskęsta gilyn, anglies neturinčios – iškyla, ir procesas tęsiasi. Kuo anglies dvideginio atmosferoje daugiau, tuo procesas greitesnis, tad šių dujų kiekis atmosferoje negali pasikeisti pernelyg sparčiai. O kaipgi kitose planetose? Naujame tyrime nagrinėjama, kaip erozija priklauso nuo planetos uolienų pobūdžio ir kitų savybių. Skaitmeniniais modeliais mokslininkai nustatė, kad dūlėjimo sparta priklauso ne nuo konkrečių mineralų, bet nuo uolienas sudarančio jų mišinio. Detaliau išnagrinėję tris uolienų tipus, atitinkančius Žemės žemyninę plutą, vandenynų plutą ir mantiją, jie nustatė, kad žemyninė pluta dūla 10-100 kartų lėčiau, nei vandenyninė. Taigi, jei kitoje planetoje paviršių dengtų uolienos, primenančios Žemės vandenynų dugną, anglies dvideginį jos galėtų sugerti daug efektyviau net ir labai sausame klimate, kur beveik nėra kritulių, skatinančių dūlėjimą. Įdomu, kad temperatūrai pakilus iki 70 laipsnių Celsijaus, silikatinių kontinentinių uolienų gebėjimas sugerti anglies dvideginį ima mažėti. Tada susidaro mirties spiralė, vis labiau ir labiau kelianti planetos temperatūrą. Tad maždaug 70 laipsnių gali būti riba, atskirianti planetas su klimatu, panašiu į žemiškąjį, nuo Venerą primenančių pragariškų planetų. Šie rezultatai padės geriau suprasti ir egzoplanetų klimatą, ir galimus gyvybės pėdsakus jų atmosferose. Tyrimo rezultatai publikuojami The Planetary Science Journal.

***

Egzoplaneta su antrine atmosfera. Vos susiformavusios planetos turi pirmines, arba pirmykštes, atmosferas, sudarytas daugiausiai iš vandenilio ir helio – gausiausių dujų protoplanetiniame diske. Kai kurios planetos tokią atmosferą išlaiko visą gyvenimą, bet tos, kurių masė penelyg maža, arba kurios sukasi pernelyg arti savo žvaigždžių, jos netenka. Laikui bėgant, planetoje gali susiformuoti antrinė atmosfera, sudaryta iš sunkesnių junginių, atsparių žemai gravitacijai ir žvaigždės spinduliuotei. Žemės, Veneros ir Marso atmosferos tokios ir yra. O dabar antrinė atmosfera aptikta egzoplanetoje. Planeta GJ 1132b atrasta dar 2015 metais tranzitų metodu – stebint, kaip pakinta žvaigždės šviesis, planetai praskrendant tarp jos ir mūsų. Metodas puikiai tinka ir atmosferos paieškoms – tam reikia išmatuoti žvaigždės spektrą tranzito metu ir tarp tranzitų. Planetos atmosfera sugeria tik dalį pro ją einančios žvaigždės spinduliuotės, taigi išmatuotų spektrų skirtumas atitinka planetos atmosferos spektrą. Dabar būtent tai ir padaryta, naudojant Hubble kosminiu teleskopu. Paaiškėjo, kad planetos atmosferą sudaro vandenilis, metanas, vandenilio cianidas ir įvairūs aerozoliai, sudėtimi primenantys smogą. Pastarieji susidaro dėl daugybės fotocheminių reakcijų, vykstančių karštoje planetos atmosferoje: GJ 1132b aplink savo žvaigždę apskrieja vos per 1,6 Žemės paros. Vandenilio egzistavimas tokioje karštoje ir palyginus mažos masės planetoje rodo, kad atmosfera ten nuolatos atsinaujina – priešingu atveju dujos jau seniai būtų išgaravusios. Tyrėjų teigimu, įkaitusioje planetoje nuolatos veržiasi ugnikalniai, kurių išmetami garai ir sudaro šią antrinę planetos atmosferą. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Kalifornijos ūkas, arba NGC 1499. Šaltinis: Yannick Akar

Kalifornijos ūkas, taip pavadintas dėl kontūrų, šiek tiek primenančių JAV valstijos žemėlapį, yra maždaug 300 parsekų atstumu nuo mūsų; jo ilgis – apie 30 parsekų. Tai yra molekulinis debesis, formuojantis žvaigždes. Tuo tarpu jau susiformavusios žvaigždės – ypač kiek į dešinę esanti Persėjo Ksi – kaitina ir jonizuoja jo dujas, o elektronai, jungdamiesi su protonais, vėl formuoja vandenilio atomus. Pastarasis procesas ir išskiria spinduliuotę, nuotraukoje pavaizduotą raudonai.

***

Raudonųjų supermilžinių temperatūros. Artėdamos prie gyvenimo pabaigos, žvaigždės virsta raudonosiomis milžinėmis arba supermilžinėmis – išsipučia daugybę kartų bei atvėsta. Milžinės paviršiaus temperatūra priklauso nuo įvairiausių procesų, vykstančių jos gelmėse, taigi žinodami temperatūrą galime nemažai pasakyti ir apie milžinės būseną. Deja, išmatuoti temperatūrą ne taip lengva, ypač supermilžinėms – paviršiniai tokių žvaigždžių sluoksniai labai turbulentiški, todėl jų spektras neatitinka idealizuoto „juodo kūno“ modelio, tinkančio kitoms žvaigždėms. Naujame tyrime pristatomas būdas apskaičiuoti milžinių temperatūras, remiantis geležies spektro linijų stiprumu. Geležis, kaip ir kiti elementai žvaigždės išoriniuose sluoksniuose bei atmosferoje, sugeria dalį iš gelmių sklindančios spinduliuotės, todėl žvaigždės spektre matomos sugerties linijos. Skirtingų linijų intensyvumas nuo temperatūros priklauso nevienodai, tad išmatavę jas galime nustatyti žvaigždės temperatūrą. Deja, dažnai naudojami linijų intensyvumo santykių metodai čia netinka, nes jie priklauso ir nuo žvaigždės paviršiaus gravitacijos, kurią nustatyti, nežinant temperatūros, praktiškai neįmanoma. Naujojo tyrimo autoriai išnagrinėjo įvairias linijų grupes, priklausančias tam pačiam elementui – jų santykiai nuo gravitacijos nebepriklauso. Paaiškėjo, kad infraraudonosios nejonizuotos geležies linijos yra geras temperatūros indikatorius. Indikatorius sukalibruotas naudojantis raudonųjų milžinių, kurių temperatūrą nustatyti paprasčiau, stebėjimais ir modeliais. Panaudojus 12 linijų tarpusavio santykius, gautos supermilžinių temperatūros vertės su maždaug 30-70 laipsnių paklaida; tai visai nedaug, turint omeny, kad pati temperatūra yra maždaug 3000-4000 kelvinų. Šis atradimas padės ir geriau įvertinti pavienių raudonųjų supermilžinių evoliucinę stadiją, ir tolimų galaktikų savybes, mat jų spinduliuotę dažnai sudaro daugiausiai tokių žvaigždžių skleidžiama šviesa. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Galinga tolimo kvazaro čiurkšlė. Kvazarai yra labai ryškūs aktyvūs galaktikų branduoliai – centrinės supermasyvios juodosios skylės ir į jas sparčiai krentančios dujos. Tolimiausių kvazarų šviesa iki mūsų keliauja daugiau nei 13 milijardų metų. Pagal daugumą savybių tie tolimieji kvazarai primena matomus aplinkinėje Visatoje. Dabar atrastas dar vienas panašumas: aptiktas kvazaras su galinga milžiniška čiurkšle, kurio šviesa iki mūsų keliavo 12,7 milijardo metų. Objektas katalogo numeriu PSO J352.4034-15.3373 yra milijardą kartų masyvesnis už Saulę, o jo šviesis – antras ryškiausias tarp kvazarų, esančių taip toli ar toliau nuo mūsų. Jau seniau žinoma, kad jo radijo spinduliuotė ypatingai stipri, lyginant su regimųjų spindulių, be to, radijo spindulių ruože matoma nedidelė čiurkšlė. Maždaug tris paras – 250 tūkstančių sekundžių – sumoje trukę stebėjimai rentgeno spindulių teleskopu Chandra atskleidė, kad čiurkšlės poveikis egzistuoja daug toliau. Rentgeno spindulių ruože ji driekiasi net 50 kiloparsekų nuo paties kvazaro – daugiau, nei viso Paukščių Tako skersmuo. Tai įrodo, kad centre esanti juodoji skylė augo ilgą laiką; net ir beveik šviesos greičiu lekiančiai čiurkšlei tiek išplisti reikėtų daugiau nei 160 tūkstančių metų. Aplinkinių kvazarų čiurkšlių poveikis panašiai gerai matomas ir radijo, ir rentgeno ruože, tačiau tolimo kvazaro čiurkšlė sukūrė daugiau rentgeno spindulių, nes pastarieji atsiranda čiurkšlei sąveikaujant su kosmine fonine spinduliuote. Tais laikais, iš kurių mus pasiekia spinduliuotė, foninė spinduliuotė buvo daug tankesnė ir energingesnė, tad ir rentgeno spindulių susiformavo daug daugiau. Didžiulės čiurkšlės egzistavimas reiškia, kad centrinė juodoji skylė galėjo augti efektyviai: čiurkšlės, nors ir išmeta dalį medžiagos iš juodosios skylės prieigų, kartu išsineša daug energijos bei judesio kiekio momento (tai dujų sukimąsi apibūdinantis dydis), tad leidžia likusioms dujoms centro link kristi efektyviau. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Naujos kosminių atstumų liniuotės. Kaip sparčiai plečiasi mūsų Visata? Plėtimąsi nusakantis parametras, vadinamas Hablo parametru arba konstanta, yra maždaug 70 km/s vienam megaparsekui – tai reiškia, kad už 10 megaparsekų esančios galaktikos nuo mūsų tolsta vidutiniškai apie 700 km/s greičiu. Bet tikslesnė parametro vertė lieka neaiški, mat du pagrindiniai jo nustatymo metodai duoda nesutampančius rezultatus. Vertinant kosminės foninės spinduliuotės netolygumus, gaunama vertė apie 68 km/s/Mpc, o matuojant supernovas aplinkinėse galaktikose – 74 km/s/Mpc. Toks neatitikimas verčia ieškoti alternatyvių matavimo būtų, o jie daugiausiai susiję su atstumų iki galaktikų patikslinimu. Mat supernovų sprogimai naudojami būtent atstumams iki galaktikų nustatyti, o tada, žinodami atstumą ir judėjimo greitį, galime įvertinti Visatos plėtimosi spartą. Praeitą savaitę paskelbti net du tyrimai, siūlantys kitus būdus nustatyti atstumus ir, kartu, Hablo parametro vertę.

Atstumai iki tolimų supernovų kalibruojami remiantis artimesnių galaktikų stebėjimais. Pastarųjų atstumai matuojami daugiausiai remiantis dviem indikatoriais: kintančiomis žvaigždėmis Cefėidėmis ir ryškiausiomis raudonosiomis milžinėmis. Cefėidžių kitimo periodas glaudžiai susijęs su jų šviesiu, o ryškiausios raudonosios milžinės visada pasiekia beveik tokį patį maksimalų šviesį, taigi galime nustatyti ir atstumus iki jų. Naujame darbe pasiūlytas dar vienas atstumo indikatorius – vadinamosios J-regiono asimptotinės milžinių šakos žvaigždės. Tai ypatingai raudonos senos žvaigždės, kurių infraraudonasis šviesis yra beveik vienodas – vadinasi, atstumus iki jų išmatuoti taip pat galima palyginus nesunkiai. Išanalizavę atstumo įvertinimus iki kelių aplinkinių galaktikų – Didžiojo ir Mažojo Magelano debesų, NGC 253 ir WLM – tyrėjai nustatė, kad šis metodas duoda tokius pačius ir tiek pat tikslius rezultatus, kaip ir Cefėidžių bei raudonųjų milžinių metodai. Pastarieji metodai duoda šiek tiek skirtingas Hablo parametro vertes, nors ir ne tokias prieštaraujančias, kaip foninės spinduliuotės matavimai, taigi galima tikėtis, kad naujasis metodas padės patikslinti matavimus ir rezultatus. Tyrimo rezultatai arXiv.

Dar vienas būdas išmatuoti atstumą iki galaktikos – stebėti jos šviesio svyravimus. Metodas tinka senoms elipsinėms galaktikoms, kurių šviesa daugiausiai sklinda iš raudonųjų milžinių. Žvaigždžių, taigi ir spinduliuotės, pasiskirstymą galaktikoje galima sumodeliuoti, bent jau statistiškai. Tada, išmatavus realios galaktikos spinduliuotę, galima įvertinti, kiek kiekvieno nuotraukos pikselio šviesumas skiriasi nuo vidurkio. Kuo skirtumai mažesni, tuo galaktika toliau, nes vienas pikselis apima didesnį galaktikos lopinėlį. Metodas žinomas senokai, bet kol kas nebuvo plačiai naudojamas. Naujame darbe mokslininkai paėmė 63 elipsinių galaktikų stebėjimų duomenis, įvertino atstumus iki jų ir taip nustatė Hablo parametro vertę. Gautas rezultatas – 73,3 km/s/Mpc – labai panašus į kitas „lokalių“ matavimų vertes. Tiesa, metodas kalibruojamas naudojant Cefėidžių ir raudonųjų milžinių stebėjimus, tad jei šie metodai turi reikšmingą paklaidą, ta paklaida išlieka ir naujajame. Visgi metodas yra nepriklausomas nuo supernovų stebėjimų ir kai kurių kitų „lokalių“ Hablo parametro įvertinimo būdų, taigi bent iš dalies patvirtina jų duodamus rezultatus. Kosmologiniai neatitikimai nenyksta. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Tamsiosios materijos juodosios skylės. Supermasyvios juodosios skylės, kurių masė viršija milijardą Saulės masių, aptinkamos labai jaunoje Visatoje, praėjus mažiau nei 700 milijonų metų po Didžiojo sprogimo. Per tiek laiko joms užaugti nuo žvaigždinių masių įmanoma, tačiau sudėtinga. Nežinia apie juodųjų skylių kilmę skatina mokslininkus kurti įvairiausius, neretai gana egzotiškus, modelius, kuriuose jos suformuojamos kitaip, nei augant po supernovų sprogimų likusiems objektams. Vienas toks naujai pasiūlytas modelis teigia, kad supermasyvios juodosios skylės galėjo susiformuoti tiesiai iš tamsiosios materijos sankaupų galaktikų centruose. Modelis remiasi nelabai įprasta tamsiosios materijos kilmės variacija – fermionine tamsiąja materija. Fermionai yra dalelės, sudarančios mums įprastą medžiagą – protonus ir neutronus sudarantys kvarkai, taip pat elektronai ir panašios. Modeliui svarbi jų savybė – fermionai negali susispiesti pernelyg arti vieni prie kitų. Jei tokia savybė galioja ir tamsiosios materijos dalelėms – būtent todėl jos šiame modelyje vadinamos fermioninėmis – galima apskaičiuoti tikėtinas jų telkinių savybes vien iš statistinės pusiausvyros lygčių. Tą padarius jau seniau nustatyta, kad tamsioji materija turėtų telktis į halus su reikšmingais sutankėjimais centre, kurie gali atitikti kai kurias supermasyvių juodųjų skylių savybes. Naujajame darbe mokslininkai patikslino skaičiavimus ir įvertino ilgalaikį centrinių sutankėjimų stabilumą. Paaiškėjo, kad galaktikose, kurių halo masė viršija milijardą Saulės masių, centriniai sutankėjimai turėtų būti nestabilūs ir kolapsuoti į tikras juodąsias skyles. Jų masė turėtų būti artima net ir šiandien panašiose galaktikose randamoms centrinėms juodosioms skylėms. Beje, milijardas Saulės masių yra apytikrė riba, atskirianti galaktikas, kuriose randamos centrinės juodosios skylės, nuo galaktikų, kuriose jų nėra. Taigi modelis vienu metu paaiškina dvi stebimas Visatos savybes – supermasyvių juodųjų skylių ankstyvą atsiradimą ir jų nebuvimą mažose galaktikose. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

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

Laiqualasse

2 komentarai

  1. Jau beveik metai turiu teleskopą, o neseniai nusipirkau galingesnį. Paskaitęs pirmą straipsnį pagalvojau, jog bus galima stebėti pakankamai didelius pastatus Mėnulyje, o vat ten tai bus ką pamatyti. Jeigu tik jie bus matomoje pusėje. Eina sau…
    Tarp kitko, labai graži nuotrauka, jau seniai tokios geros nemačiau.

    1. Yra šansų, kad didelius pastatus bus galima įžiūrėti. Ypač tokius, kurie pastatyti specialiai, kad „išsikištų“ iš disko ir būtų visada apšviesti.

Leave a Reply

El. pašto adresas nebus skelbiamas. Būtini laukeliai pažymėti *