Kąsnelis Visatos CDXCII: Gigantai

Visi astronominiai objektai yra didžiuliai, lyginant su mums įprastais masteliais. Net ir planetos dydį sunku įsivaizduoti, o ką jau kalbėti apie galaktikas ar jų telkinius. Ir visgi kai kurie dideli daiktai yra didesni už kitus ir verti atskiro paminėjimo. Štai praeitą savaitę aptikta nauja kometa, dešimt kartų didesnė už įprastas. Dar aptikta masyviausia žinoma baltoji nykštukė, bet dėl didelės masės jos spindulys yra mažesnis nei kitų, o ne didesnis. Taip pat aptiktas milžiniškas už Paukščių Taką didesnis tarpgalaktinių dujų debesis, nesusijęs su jokia galaktika. Kitose naujienose – alternatyvi Merkurijaus formavimosi hipotezė, Veneros atmosferos sausra, alkoholis kometoje ir pirma tikra elektronų pagavimo supernova. Gero skaitymo!

***

Saulės dėmės aktyviame regione AR 2835. Šaltinis: Michael Teoh, Heng Ee Observatory, Penang, Malaysia

Saulė šiuo metu nėra labai aktyvi, bet kartais dėmių pasitaiko. Prieš kelias dienas darytoje nuotraukoje puikiai matome vieną didelę dėmę ir grupę mažesnių, kartu sudarančių aktyvų regioną. Nuotrauka apima maždaug 150 tūkstančių kilometrų regioną. Saulės dėmės atrodo tamsios, palyginus su aplinka, nes yra vėsesnės: stiprus magnetinis laukas Saulės paviršių toje vietoje atvėsina nuo maždaug 6000 iki 4000 laipsnių. Iš jų dažnai kyla žybsniai ir vainikinės masės išmetimai.

***

Merkurijų formavo Saulės magnetizmas. Merkurijus, mažiausia iš keturių uolinių planetų Saulės sistemoje, turi labai didelį metalinį branduolį. Geriausiais šiandieniniais duomenimis, branduolys sudaro apie 70% planetos masės. Tuo tarpu Veneros ir Žemės branduoliai sudaro po maždaug 30% masės, Marso – dar mažiau. Įprastai manoma, kad toks santykis yra praeities kataklizmų pasekmė: į jauną Merkurijų atsitrenkęs vienas ar keli dideli asteroidai išmušė nemažą dalį planetos mantijos, o giliau buvęs branduolys išliko. Bet naujame tyrime pateikiama kitokia hipotezė: Merkurijus susiformavo iškart su labai dideliu branduoliu, o tą lėmė Saulės ir protoplanetinio disko magnetinis laukas. Hipotezei pagrįsti tyrėjai pasitelkė porą argumentų. Pirmasis – Saulės sistemos kūnų vidutinis „nesuspaustas“ tankis mažėja, tolstant nuo Saulės; Merkurijus, kaip artimiausia Saulei planeta, yra tankiausias. „Nesuspaustas“ tankis reiškia, kad vertinant tankį atsižvelgiama tik į planetą sudarančios medžiagos sudėtį, o ne į planetos gravitacijos sukeliamą suspaudimą; pavyzdžiui, Žemės gravitacija suspaudžia uolienas tiek, kad tikrasis mūsų planetos tankis yra toks pat, kaip Merkurijaus. Ši tendencija galioja ir kitiems kūnams, ne tik planetoms, bet ir asteroidams ar nykštukinėms planetoms. Antrasis svarbus argumentas – chondritinių meteoritų cheminės sudėties įvairovė. Chondritiniai meteoritai yra seniausi Saulės sistemoje, manoma, kad iš panašios medžiagos formavosi ir planetos. Jie sudaryti daugiausiai iš deguonies, geležies, magnio ir silicio, bet šių elementų tarpusavio proporcijos labai skiriasi. Vienuose chondrituose geležies dalis gali būti net kelis kartus didesnė, nei kituose. Tyrėjų teigimu, Saulės magnetinis laukas paveikė chondritų judėjimą ir pritraukė daugiau geležies turinčias granules arčiau žvaigždės, todėl ten susiformavusios planetos turėtų būti geležingesnės, o kartu ir tankesnės. Apskaičiavę, kaip granulės galėjo judėti protoplanetiniame diske, įtraukiant magnetinio lauko poveikį, tyrėjai nustatė, jog vidutinis granulių tankis nuo atstumo iki Saulės priklauso maždaug taip pat, kaip ir šiandieninis planetų tankis. Toks geras atitikimas leidžia teigti, kad hipotezė greičiausiai teisinga, bent jau bendrais bruožais. Ją derėtų taikyti ir tyrinėjant egzoplanetų sistemas – tai leistų geriau įvertinti galimą ten randamų planetų cheminę sudėtį. Tyrimo rezultatai publikuojami Progress in Earth and Planetary Science.

***

Veneros atmosfera labai sausa. Kai pernai rudenį buvo paskelbta, jog Veneros atmosferoje, kelių dešimčių kilometrų aukštyje, galimai yra fosfino dujų, daugybė mokslininkų pradėjo rimčiau nagrinėti galimybę ten egzistuoti gyvybei. Nors vėliau tuo atradimu suabejota ir nėra iki galo aišku, ar fosfino ten tikrai yra, gyvybės galimybių analizė nesiliauja. Štai praeitą savaitę paskelbtos tyrimo išvados, rodančios, kad gyvybei Veneros atmosferoje yra tiesiog per sausa. Visiems žemiškiems gyviems organizmams reikalingas vanduo. Nors kai kurie gyvi padarai gali ilgą laiką išgyventi apmirę labai sausomis sąlygomis, vystymuisi ir dauginimui reikalinga bent 58,5% santykinė oro drėgmė – tokiomis sąlygomis išgyvena bent viena grybų rūšis. Tyrėjai išnagrinėjo duomenis apie Veneros atmosferą ir įvertino, kiek ten yra vandens garų. Pasirodė, kad santykinė drėgmė Veneroje nesiekia net 0,4%, t.y. net šimtadalio to, ko reikia ekstremalių Žemės organizmų gyvavimui. Taigi tikėtis Veneroje rasti gyvybės, bent jau tokios, kokią mes suprantame, neverta. Nors duomenys nėra labai išsamūs, mažai tikėtina, kad geresni stebėjimai atskleis didžiulius, kol kas nematomus, vandens garų kiekius. Įdomu, kad Marso paviršiuje, prie ledynų, santykinė drėgmė gali būti apie 50% – nedaug mažesnė, nei reikalinga ekstremaliai žemiškai gyvybei. Tuo tarpu Jupiterio debesyse santykinė drėgmė yra aukštesnė, nei ši ekstremofilų riba. Ateityje panašią analizę būtų galima pritaikyti ir egzoplanetoms, išmatavus jų atmosferų cheminę sudėtį. Tai galėtų gerokai palengvinti gyvybės paieškas, atrenkant planetas, kuriose tikimybė rasti gyvybės požymių praktiškai nulinė. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Astronomy.

***

Marso ašigaliniai ežerai – netikri? Vos praeitą savaitę rašiau apie galimai atrastus poledinius ežerus Marso pietiniame ašigalyje. Bet dabar paskelbta nauja tų pačių duomenų analizė rodo, kad vandens ten gali ir nebūti. Duomenys, surinkti Europos kosmoso agentūros Mars Express zondu, specializuotu radaro instrumentu, rodo, kad po ledo sluoksniais yra regionų, stipriai atspindinčių radijo bangas. Tai gali būti vandens požymis, bet tokia interpretacija – ne vienintelė galima. Vanduo radijo bangas gerai atspindi todėl, kad jo dielektrinė skvarba – gebėjimas išlaikyti krūvį ir elektros energiją – yra daug aukštesnė, nei aplinkinės medžiagos. Bet radijo atspindį taip pat sukelia ir dideli elektrinio laidumo pokyčiai. Naujo tyrimo autoriai apskaičiavo, kad stebimus radaro atspindžius galima paaiškinti elektrai laidžių medžiagų sankaupomis po ledynais. Tokios medžiagos galėtų būti molis, metalingi mineralai arba daug druskos turintis ledas. Nors šis rezultatas nepaneigia galimybės ten egzistuoti ir vandeniui, naujoji interpretacija atrodo labiau tikėtina Marso sąlygomis. Prieš porą metų, kai pirmą kartą aptikti radaro atspindžiai ties Marso pietiniu ašigaliu, mokslininkai apskaičiavo, kad skystam vandeniui egzistuoti reikalingas energijos šaltinis negiliai po planetos pluta, galbūt magmos telkinys. Elektrai laidžių medžiagų hipotezė nereikalauja tokių specifinių sąlygų. Tyrimo rezultatai publikuojami Geophysical Research Letters.

***

Alkoholinė kometa. Prie pavojų, tykančių Žemės Saulės sistemoje, galime pridėti ir nesaugiai skraidančias girtas kometas. 2018 metų gruodį kometa 46P/Wirtanen pro Žemę praskriejo 11 milijonų kilometrų atstumu – viena arčiausių kometų per pastarąjį šimtmetį. Dabar paskelbta praskridimo metu atliktų stebėjimų analizė parodė, kad kometoje yra netikėtai daug alkoholio. Tiesa, ne to, kurį mėgsta žmonės, o metanolio. Taip pat vandens garų, acetileno, formaldehido, etano, amoniako ir vandenilio cianido. Visi šie junginiai toli gražu ne pirmą kartą aptinkami kosmose, bet metanolio ir formaldehido santykis Wirtanen kometoje – aukštesnis, nei bet kurioje kitoje. Stebėjimai atskleidė ir keletą kitų įdomių detalių. Pavyzdžiui, ne visi cheminiai elementai veržiasi iš tos pačios kometos vietos. Acetilenas, etanas ir vandenilio cianidas gaminami vienoje branduolio vietoje, o vandens garai ir metanolis – platesniame regione, apimančiame ir branduolį, ir dalį kometos uodegos. Tokią išvadą padaryti leido šių junginių temperatūra ir gausa. Tolstant nuo kometos branduolio, temperatūra beveik nemažėja – tai reiškia, kad molekulės iš kažkur gauna energijos. Tuo tarpu santykinė vandens ir metanolio gausa, lyginant su kitais junginiais, auga. Tai greičiausiai reiškia, kad nuo kometos atskyla ledo grumstai, kurie išgaruoja toliau nuo branduolio. Taip pat gali būti, kad Saulės šviesa jonizuoja dalį kometos paviršiaus medžiagos ir taip sukuria elektronų srautą, o elektronai pašildo molekules, į kurias pataiko. Tyrimo rezultatai publikuojami The Planetary Science Journal.

***

Neįprastai didelė kometa. Kometos kartais ne veltui vadinamos „purvinomis sniego gniūžtėmis“. Aišku, kaip gniūžtės jos yra labai didelės – kometos galva (arba branduolys) dažniausiai siekia kelių ar keliolikos kilometrų skersmenį. O dabar aptikta kometą-gigantė, kurios branduolio skersmuo turėtų būti tarp 100 ir 200 kilometrų. Du mokslininkai atradimą padarė nagrinėdami Dark Energy Survey apžvalginių stebėjimų duomenis. Šis stebėjimų projektas, vykdomas nuo 2013 metų, skirtas matuoti daugybės galaktikų padėtims, taip identifikuojant didžiausias kosmines struktūras. Greta jų daugybėje nuotraukų kartais aptinkamos ir kometos, asteroidai ir kiti maži Saulės sistemos pakraščių kūnai. Pasitelkę automatizuotos analizės įrankius, mokslininkai išnagrinėjo daugiau nei 80 tūkstančių nuotraukų ir atrado objektą C/2014 UN271, nufotografuotą bent 32 kartus. Pozicijos ir šviesio pokyčiai tarp nuotraukų leido apskaičiuoti ir objekto orbitą. Atradimo metu objektas buvo 29 astronominių vienetų atstumu nuo Saulės – maždaug tiek nutolęs Neptūnas. Šiuo metu jis priartėjęs iki 20 AU, maždaug Urano orbitos nuotolio. C/2014 UN271 iki Saulės artės dar dešimtmetį, o 2031-aisiais priartės iki 11 AU, truputį toliau, nei Saturno orbita. Tada vėl ims tolti, maždaug iki 40 tūkstančių AU, iš kur prieš milijonus metų ėmė kristi sistemos centro link. Paprastai kometos aptinkamos gerokai arčiau Saulės – taip toli jos tiesiog yra pernelyg blyškios. Bet C/2014 UN271 daug ryškesnė – ryškumas leido įvertinti ir jos spindulį. Sekančią dieną po paskelbimo kiti mokslininkai padarė detalesnių jos nuotraukų ir patvirtino, kad objektas turi aureolę, taigi tikrai yra kometa, o ne asteroidas. Galimybė stebėti kometą, kad ir neįprastai didelę, artėjant prie Saulės iš tokio didelio atstumo ir galimai pirmą kartą nuo susiformavimo, suteiks neįkainojamų žinių apie kometų sandarą ir evoliuciją. Apie kometą kol kas paskelbta tik Tarptautinės astronomų sąjungos Mažųjų planetų centro naujienlaiškyje.

***

Kur ieškoti protingos nežemiškos gyvybės? Ar panašiose galaktikų dalyse, kaip Saulės sistema, ar kitose? Keli mokslininkai teigia, kad galingos – taigi ir lengviausiai pastebimos – protingos civilizacijos turėtų egzistuoti arčiau galaktikų centrų. Apie tai jie kalba Event Horizon kanale:

***

Neatrastos uolinės planetos dvinarėse. Šiuo metu žinoma keli tūkstančiai egzoplanetų, o statistinė analizė rodo, kad jų turėtų būti bent tiek, kiek žvaigždžių. Atliekant analizę, reikia atsižvelgti į įvairiausius iškreipimus, pavyzdžiui faktą, kad toliau nuo žvaigždės esančią planetą aptikti dažniausia sunkiau, nei artimesnę, o didesnę aptikti lengviau, nei mažesnę. Dar vienas svarbus, bet iki šiol nedaug ištirtas, faktorius yra žvaigždžių dvinariškumas. Dvinarės sistemos šviesis nuolat šiek tiek kinta, žvaigždėms judant aplink bendrą masės centrą, o planetų tranzitus vienos žvaigždės disku aptikti gali būti sunkiau dėl kitos žvaigždės žibėjimo. Grupė mokslininkų nusprendė ištirti žvaigždžių, turinčių planetas, savybes ir nustatyti, ar tarp jų yra neaptiktų dvinarių sistemų bei kuo skiriasi žinomų planetų populiacijos pavienių ir dvinarių žvaigždžių aplinkoje. Pasitelkę labai aukštos skyros teleskopų porą Gemini, esančius Havajuose ir Čilėje, jie atliko 517 žvaigždžių stebėjimus. Visos žvaigždės turi planetų, aptiktų TESS planetų paieškos teleskopu. Tarp šių taikinių atrastos net 102 dvinarės sistemos. Tipinis atstumas iki kompanionių siekia apie 100 astronominių vienetų (1 AU yra vidutinis atstumas tarp Saulės ir Žemės), nors teleskopų skyra pakankama, kad aptiktų vos 10 AU atstumu esančias kompaniones. Tai reiškia, kad planetos egzistuoja tik tose dvinarėse sistemose, kurių žvaigždės skrieja pakankamai toli viena nuo kitos; priešingu atveju planetos orbita greičiausiai būtų nestabili. Kitas svarbus atradimas – dvinarėse sistemose aptiktos praktiškai vien dujinės milžinės, tuo tarpu prie pavienių žvaigždžių TESS aptiko ir milžinių, ir uolinių planetų. Taip greičiausiai nutiko todėl, kad žvaigždės-kompanionės šviesa „išplauna“ tranzito signalą ir aptikti mažą planetą darosi daug sunkiau. Aišku, gali būti ir kita priežastis – gal dėl kokių nors priežasčių dvinarėse sistemose uolinės planetos nesiformuoja – bet ji neatrodo labai tikėtina. Turint omeny, kad apie pusę žvaigždžių yra dvinarėse sistemose, gali būti, kad ligšiolinės paieškos nerado kone pusės uolinių planetų, lyginant su dujinėmis. Tad uolinės planetos gali būti daug dažnesnės, nei rodo dabar turima statistika. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Masyviausia baltoji nykštukė. Žvaigždės, kurių masė neviršija aštuonių Saulės masių, gyvenimo pabaigoje nusimeta išorinius sluoksnius ir virsta baltosiomis nykštukėmis. Nykštukės masė gali būti nuo maždaug pusės iki 1,4 Saulės masių – pasiekusi didesnę masę, nykštukė sprogsta supernova. Ta viršutinė riba yra teorinė – kol kas nėra tiesiogiai aptikta nei viena nykštukė, kurios masė būtų lygi ribai. Bet prie to vis artėjama – praeitą savaitę pranešta apie 1,35 Saulės masės nykštukės atradimą. Nykštukė aptikta teleskopu, skirtu trumpalaikių astronominių reiškinių paieškai. Archyviniuose šio teleskopo surinktuose duomenyse tyrėjai aptiko objektą, kurio šviesis keitėsi maždaug septynių minučių intervalu. Išmatavę objekto spektrą, mokslininkai pastebėjo spinduliuotę, būdingą stiprų magnetinį lauką turintiems kūnams. Tolesnė analizė parodė, kad tai yra baltoji nykštukė, o jos magnetinio lauko stiprumas siekia 600-900 milijonų gausų. Palyginimui, Žemės magnetinio lauko stiprumas yra apie pusę gauso. Toks stiprus magnetinis laukas duoda užuominą apie baltosios nykštukės susiformavimo būdą: ji beveik neabejotinai atsirado susijungus dviem mažesnėms. Tokio proceso metu, kai dvi nykštukės sukasi labai maža orbita, jų magnetiniai laukai sustiprina vienas kitą, o susijungusi nykštukė išlaiko stiprų lauką. Tuo tarpu jei nykštukė būtų išaugusi rydama aplinkinę medžiagą, ar tiesiog susiformavusi tokios masės, jos magnetinis laukas būtų gerokai silpnesnis. Dar viena įdomi savybė – nykštukės spindulys. Įprastai baltųjų nykštukių spinduliai palyginami su Žemės, tačiau šios – vos didesnis nei mūsų Mėnulio. Būtent tai ir leidžia spręsti apie jos didelę masę, mat kuo nykštukė masyvesnė, tuo ji labiau susispaudžia ir tampa mažesnė. Tokia masyvi ir tanki baltoji nykštukė netgi gali po truputį pavirsti į neutroninę žvaigždę. Jos centre tankis gali būti pakankamas, kad protonai imtų gaudyti elektronus ir virsti neutronais. Neutronų telkinys gali susispausti dar labiau, todėl nykštukė po truputį mažėtų ir neutronais virstų vis tolesni išoriniai jos sluoksniai. Šis mechanizmas kol kas aprašytas tik teoriškai, bet naujoji nykštukė gali padėti patikrinti jo teisingumą. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature.

***

Elektronų pagavimo supernova. Pirmą kartą pamatyta prieš beveik tūkstantmetį, teoriškai aprašyta prieš 40 metų, o patvirtinta tik dabar – elektronų pagavimo supernova tikrai egzistuoja. Šis supernovos tipas turėtų būti daug retesnis, nei du pagrindiniai – termobranduolinė ar branduolio kolapso supernova. Termobranduolinė supernova įvyksta tada, kai baltoji nykštukė – į Saulę panašios žvaigždės liekana – išauga iki per didelės masės ir joje prasideda nevaldomos termobranduolinės reakcijos, per sekundes suardančios visą žvaigždę. Branduolio kolapso supernova nutinka masyviose žvaigždėse, kurių centre termobranduolinės reakcijos vyksta iki geležies susiformavimo; geležis toliau jungdamasi nebeišskiria energijos, tad žvaigždės centras susitraukia, o išoriniai sluoksniai išmetami į aplinką. Elektronų pagavimo supernova – tarpinis variantas. Jei žvaigždės masė 8-10 kartų viršija Saulės, jos centre termobranduolinės reakcijos sustoja, pasiekus deguonies, neono ir magnio mišinį. Elektronai centre ima jungtis su neonu ir magniu, formuojasi daug neutronų, branduolys ima trauktis, išlaisvinama energija ir įvyksta supernovos sprogimas. Teoriniai modeliai prognozuoja, kad tokia supernova turėtų būti blausesnė, nei kiti du tipai, o jos cheminė sudėtis – gerokai skirtis nuo kitų. Dar nesprogusios žvaigždės savybės – šviesis ir temperatūra – taip pat turėtų būti gana unikalūs. Dabar pirmą kartą aptikta supernova, atitinkanti visas šešias numatytas elektronų pagavimo supernovos savybes. Tiksliau, supernova SN 2018zd užfiksuota prieš trejus metus, bet tik dabar padaryta jos detali analizė. Analizė apėmė ir archyvinius duomenis, kuriuose užfiksuota žvaigždė prieš sprogimą – taip nustatytos jos savybės ir pastebėta, kad aplink žvaigždę yra daug nusimestos medžiagos; tai dar viena elektronų pagavimo supernovos savybė. Šis atradimas padeda įminti ir istorinę mįslę – kodėl 1054 metais plika akimi matyta supernova švietė taip ilgai. Supernova, suformavusi dabar matomą Krabo ūką, dieną buvo matoma 23 dienas, o naktį – net dvejus metus. Greičiausiai tai buvo elektronų pagavimo supernova, kurios šviesį palaikė išmestos medžiagos sąveika su anksčiau žvaigždės nusimestomis dujomis. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Astronomy.

***

Gigantiškas tarpgalaktinis dujų debesis. Galaktikos dažnai buriasi į grupes ir spiečius, kuriuose gali būti ir tūkstančiai narių. Be galaktikų, spiečiuje yra ir dujų, kurios sudaro vadinamąją viduspietinę medžiagą (angl. intra-cluster medium – jei kas sugalvosite gražesnį lietuvišką vertimą, duokite žinoti). Kiekvieną galaktiką spiečiuje gaubia dujų sutankėjimas. Bet dabar atrastas sutankėjimas be galaktikos. Vadinamas „debesis-našlaitis“ atrastas Liūto spiečiuje, arba Abell 1367, kurį sudaro bent 70 didelių galaktikų. Rentgeno ir vandenilio-alfa (656 nanometrų, t.y. gelsvai-rausvos spalvos) linijos stebėjimų duomenys atskleidė, kad debesį sudaro bent 10 milijardų Saulės masių medžiagos, o jo spindulys siekia 30 kiloparsekų – daugiau, nei Paukščių Tako diskas. Debesies dujos yra karštos, beveik 20 milijonų laipsnių temperatūros. Tokia medžiagos sankaupa spiečiuje gali susidaryti, kai jame skriejanti galaktika, veikiama viduspietinės medžiagos, praranda daug savų dujų. Tačiau įprastai tokios dujos turėtų arba išsisklaidyti, arba kolapsuoti ir virsti žvaigždėmis. Šiuo atveju debesį greičiausiai stabilizavo magnetinis laukas. Žinoma daug atvejų, kai magnetinio lauko slėgis priešinasi dujų kolapsui ir žvaigždžių formavimuisi, bet gerokai mažesniuose masteliuose. Dideliais, tarpgalaktiniais, mastais analogiškas procesas irgi gali veikti, tiesiog pasitaiko akivaizdžiai daug rečiau. Tai, kad debesis matomas ir vandenilio-alfa spektro linijos ruože, reiškia, kad jame yra ir šaltesnių, nepilnai jonizuotų, vandenilio dujų. Taigi debesies struktūra yra gana įvairialypė. Detalesni jo tyrimai ir platesnė galaktikų spiečių stebėjimų analizė padės geriau suprasti, kaip retos dujos telkiasi į debesis, o tai gali padėti atsakyti į kai kuriuos klausimus apie galaktikų formavimąsi. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Visatos plėtimosi neatitikimai neegzistuoja? Kaip sparčiai plečiasi Visata? Šis klausimas bent keletą metų neramina daugelį mokslininkų, nes du pagrindiniai matavimo metodai duoda skirtingus rezultatus. Vienas būdas išmatuoti Visatos plėtimąsi yra kosminės foninės spinduliuotės – relikto iš 380 tūkstančių metų po Didžiojo sprogimo – netolygumų analizė. Jų dydžiai priklauso nuo Visatos plėtimosi greičio, o analizė duoda plėtimosi spartos – Hablo parametro – vertę, maždaug lygią 68 km/s/Mpc (tai reiškia, kad 10 megaparsekų atstumu nuo mūsų esanti galaktika tolsta 680 km/s greičiu). Kitas metodas – matuoti atstumus iki aplinkinių galaktikų, pavyzdžiui remiantis supernovų sprogimų stebėjimu. Žinodami atstumą iki galaktikos ir jos judėjimo greitį, galima apskaičiuoti šių dydžių santykį. Šis metodas paprastai duoda didesnę vertę, maždaug 74 km/s/Mpc. Jau keletą metų abiejų metodų tikslumas tapo toks, kad paklaidos yra gerokai mažesnės už skirtumą, ir vis mažėja. Kai kurie mokslininkai teigia, jog šis neatitikimas reiškia, kad klaidinga yra standartinė kosmologinė teorija, nusakanti, kaip vystosi Visata didžiausiais masteliais. Kiti, savo ruožtu, sako, kad vienas ar abu matavimai yra klaidingi. Naujame darbe pateikiamas gana rimtas pagrindimas šiam teiginiui – pasitelkus naują aplinkinių galaktikų atstumų analizę gaunama plėtimosi spartos vertė, lygi 69,8 km/s/Mpc – labai artima foninės spinduliuotės analizės rezultatui. Šiame darbe taip pat remiamasis supernovų stebėjimais, bet atstumai iki tų supernovų sukalibruojami kitu būdu, nei įprastai. Dažniausiai supernovų atstumai kalibruojami remiantis kintančiųjų žvaigždžių cefėidžių stebėjimais. Šių žvaigždžių šviesis nuolat kinta, o kitimo periodas priklauso nuo žvaigždės vidutinio šviesio, taigi išmatavę periodą, galime nustatyti ir atstumą iki žvaigždės. Kai kuriose galaktikose, kur randamos cefėidės, aptikti ir supernovų sprogimai – tai leidžia apskaičiuoti supernovų šviesį. Vėliau kalibracija panaudojama tolimesnių galaktikų atstumams apskaičiuoti. Naujajame darbe kalibracija atliekama remiantis ryškiausių raudonųjų milžinių šviesiu. Šios žvaigždės, vadinamos raudonųjų milžinių sekos viršūnės (angl. tip of the red giant branch, TRGB) žvaigždėmis, visos šviečia beveik vienodai ryškiai, taigi stebėdami tokią žvaigždę, galime nustatyti atstumą iki jos. Šis metodas kosmologiniams atstumams kalibruoti pirmą kartą panaudotas prieš keletą metų, bet tada jo duodamos paklaidos buvo gerokai didesnės, nei reikėtų, norint išspręsti Hablo parametro neatitikimus. Dabar, pasinaudodami naujais kalibracijos būdais, tyrėjai gerokai sumažino paklaidą ir pritaikė ją, kaip kalibraciją atstumams iki supernovų apskaičiuoti. Tada ir paaiškėjo, kad atstumai yra šiek tiek didesni, nei buvo manoma iki šiol, o Hablo parametro vertė – šiek tiek mažesnė. Tiesa, išlieka klausimas, kodėl cefėidžių duodami atstumai yra didesni. Tolesni Gaia teleskopo renkami duomenys, taip pat netrukus pradėsiančio dirbti James Webb kosminio teleskopo stebėjimai, turėtų padėti išspręsti šį neatitikimą ir paaiškinti, ko dar nesuprantame apie cefėides, TRGB žvaigždes, ar abi šias grupes. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

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

Laiqualasse

6 komentarai

  1. Sveiki
    Prieš tai buvo Kąsnelis Visatos CDXCI sekantis CDXCIII o CDXCII nebuvo, ar čia praleista?

    1. Nieko nuostabaus, su tokiais skaitmenimis buvo tik laiko klausimas ;)

      Gal ką nors sudominsiu XIII a. veikalu „Liber abaci“, jame aptarinėjami arabiškųjų skaitmenų pranašumai prieš romėniškuosius, gal patiks ir įtikins, ir net pradėsite kur nors naudoti ;)))

      1. Šiaip ne pirmas mano susipainiojimas su šitais skaičiais, tik kitų niekas iš komentatorių nepastebėjo, o aš tyliai pasitaisiau pamatęs.

  2. Tie visatos plėtimosi neatitikimai man labai primena vadinamąjį Fermi paradoksą: problema išpučiama, prigalvojama skambių pavadinimų („crisis in cosmology“), nuo tų skambių pavadinimų problema pradeda atrodyti dar rimtesnė, bent jau mokslo žurnalistam, PR skyriams ir eiliniams skaitytojams, ir t.t., ir galiausiai nusistovi nuomonė, kad čia labai spooky ir paslaptinga. Kai iš tiesų viskas turbūt yra žymiai paprasčiau ir problema tėra, kaip rašai, nepakankamame matavimų tikslume ar žinių trūkume, vieno metodo, kito metodo ar abiejų. Čia gi iki skausmo akivaizdus paaiškinimas, sakyčiau kol kas net kiek nekuklu dairytis kitokio :)

    1. Na, „matavimų netikslumai“ yra vienas galimas paaiškinimas, ir jis irgi tikrinamas po truputį. Per pastaruosius keletą metų atsirado bent du nauji būdai išmatuoti Hablo parametrą (per TRGB, kurį aprašiau Kąsnelyje, ir per gravitacines bangas iš neutroninių žvaigždžių susiliejimų), greičiausiai ir daugiau buvo, tik dabar neatsimenu. Tai jei paaiškinimas yra šitoks, jis tikrai bus surastas.

      Bet gali paaiškinimai būti ir kitokie, ir nemanau, kad neprasminga juos nagrinėti. Net jei paaiškės, kad Hablo parametro neatitikimų iš tiesų nėra, alternatyvių kosmologijų plėtojimas gali duoti naudos kur nors kitur, sprendžiant kokią visai nenumatytą/netikėtą problemą kitoje astrofizikos vietoje (na ten kokį nors ličio gausos klausimą, didžiausių struktūrų dydžių skirstinius ar dar ką nors, ko standartinė kosmologija irgi nelabai sugeba paaiškinti).

Leave a Reply

El. pašto adresas nebus skelbiamas. Būtini laukeliai pažymėti *