Kąsnelis Visatos CDXCV: Marsas, nuo gelmių iki padangių

Raudonoji planeta daugiau nei pusšimtį metų traukia žmonių misijas. Nuo pirmųjų praskridimų ir orbitinių zondų praėjo beveik 60 metų, bet apie Marsą nežinome vis dar labai daug. Po truputį spragą užpildyti padeda InSight, kurio rezultatų analizė paskelbta praeitą savaitę. Iš jos daug daugiau sužinome apie planetos komponentų – plutos, litosferos, branduolio – storį. Kiti duomenys padeda suprasti atmosferinius procesus, o marsaeigis Perseverance ruošiasi paimti pirmuosius mėginius, kurie po keleto metų grįš į Žemę laboratoriniams tyrimams. Kitose naujienose – Saulės aktyvumo ir žybsnių priežasčių analizė, besiformuojantis egzomėnulis ir planetinių ūkų paieška kitose galaktikose. Gero skaitymo!

***

Saulės aktyvumo detalizavimas. Saulės žybsniai – tai staigūs ultravioletinės ir rentgeno spinduliuotės sustiprėjimai mūsų žvaigždėje. Jie nutinka, kai magnetinio lauko linijos, išnyrančios iš Saulės gelmių, susisuka ir persijungia, išlaisvindamos dalį savo energijos. Bet kurioje vietoje jos susisuka? Teoriniai modeliai numato dvi galimybes: arba magnetinio lauko linijos ima vytis į sūkurius dar Saulės gelmės ir išnyra jau susuktos, arba susisuka tiesiai paviršiuje, tarsi pinama kasa. Dabar pirmą kartą pristatyti įrodymai, jog teisinga pirmoji hipotezė. Tam mokslininkai pasitelkė detalias aktyvių Saulės regionų – zonų su daug dėmių – nuotraukas, ir išmatavo magnetinio lauko susisukimą, šiam kertant fotosferą. Fotosfera yra „permatoma“ Saulės dalis, tad jei magnetinis laukas susisuktų tik ją kirsdamas, sukimosi požymiai būtų kitokie, nei linijoms susisukant giliau. Visuose dešimtyje ištirtų aktyvių regionų susisukimo požymiai rodė, kad magnetinio lauko linijos yra susipynusios jau fotosferos apačioje, o ne tik viršuje. Šis atradimas padės geriau prognozuoti Saulės žybsnius ir išsiveržimus, taigi ir Žemei pavojų keliančias geomagnetines audras. Tyrimo rezultatai arXiv.

Kalbant apie geomagnetines audras, jas sukelia medžiagos išsiveržimai, vadinami vainikinės masės išmetimais (coronal mass ejections, CME). Paprastai CME galima pastebėti iš Saulės nuotraukų – patamsėjimų ir pašviesėjimų skirtinguose spektro ruožuose, kurie rodo išmetamos medžiagos judėjimą. Bet kai kurie išsiveržimai yra „slapti“ – jie kyla vainiko viršuje, todėl Saulės nuotraukose aiškiai nesimato. Apskritai iki šiol juos aptikti pavykdavo tik Saulės vainiko nuotraukose, ir tik tada, kai pavykdavo pamatyti „iš šono“. Bet tokių nuotraukų neužtekdavo norint nustatyti jų judėjimo kryptį, taigi slapti CME kėlė didelį nerimą. Naujame darbe pristatytas būdas identifikuoti slaptus CME „iš priekio“, t. y. žiūrint į Saulės diską, ir įvertinti jų judėjimo kryptį. Metodo esmė – nagrinėti Saulės nuotraukas, darytas 8-12 valandų intervalais, mat būtent tokiu laikotarpiu įvyksta vainiko pokyčiais, sukeliantys slaptus CME. Tyrėjai pritaikė metodą keturiems žinomiems slaptiems išsiveržimams, nutikusiems tarp 2008 ir 2016 metų. Visais atvejais jiems pavyko aptikti vainiko pokyčius prieš kelias valandas iki išsiveržimo, kurie matomi ir nuotraukose, darytose „iš priekio“. Originaliai šie keturi CME užfiksuoti „iš šono“ zondais, skriejančiais aplink Saulę toli nuo Žemės, todėl buvo žinoma ir jų judėjimo kryptis. Naujasis metodas judėjimo kryptį prognozuoja gana tiksliai, taigi naudojantis juo, bus įmanoma išsiaiškinti, kurie slapti CME kelia pavojų Žemei. Tyrimo rezultatai publikuojami Frontiers in Astronomy and Space Sciences.

***

Saulės sukimosi keliami virpesiai. Jau daugiau nei pusšimtį metų žinoma, kad Saulė virpa. Minučių-valandų periodo virpesiai naudojami žvaigždės struktūros tyrimams. Šie virpesiai yra sferoidiniai – jie kyla dėl ir pasireiškia kaip žvaigždės susitraukimai ir išsiplėtimai. Saulei išsiplėtus, jos gravitacija grąžina medžiagą atgal, o susitraukus tą patį padaro padidėjęs slėgis. Bet Saulė taip pat ir sukasi, todėl joje turėtų egzistuoti ir kitokie – toroidiniai – virpesiai. Dabar pirmą kartą jie užfiksuoti. Ištyrę dešimties metų duomenis, surinktus NASA Saulės dinamikos observatorijos, tyrėjai aptiko lėtus, maždaug 5 km/h greičiu judančius, sūkurius, kurių sukimosi periodai siekia 27 paras. Tai maždaug atitinka Saulės sukimosi aplink ašį periodą. Šiuo atveju nuo pusiausvyros nukrypstančią medžiagą atgal sugrąžina Koriolio jėga, pasireiškianti besisukančioje koordinačių sistemoje. Ta pati jėga sukuria ir atmosferos verpetus – ciklonus – Žemėje. Detalesnis šių virpesių tyrimas turėtų padėti geriau suprasti turbulencijos procesus, vykstančius išorinėje Saulės dalyje, nes jie sukelia pirminius nukrypimus nuo pusiausvyros, kurie ir pasireiškia kaip sūkuriai. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Marso struktūra. Nuo 2018-ųjų gruodžio Marso paviršiuje stovi NASA zondas InSight, fiksuojantis įvairiausius drebėjimus. Nors ne visi detektoriai veikia sėkmingai, seisminę informaciją jis renka patikimai. Dabar trijuose straipsniuose pateikta detaliausia Marso struktūros analizė, paremta drebėjimų duomenimis.

Pirmajame darbe nagrinėjamas Marso plutos storis. Apskritai šį dydį galima įvertinti matuojant planetos gravitacinio lauko stiprumą. Tokie duomenys renkami iš orbitos ir žinomi gana patikimai. Tačiau jie leidžia nustatyti tik santykinį plutos storį: kur ji yra storesnė, o kur – plonesnė, ir kiek kartų skiriasi storis. Patikimai nustatyti absoliutų storį kol kas nebuvo įmanoma. Drebėjimų bangos pluta sklinda kitaip, nei mantija, be to, atsispindi nuo kiekvieno planetos sandaros sluoksnio ribų, taigi jų analizė leido daug tiksliau įvertinti absoliutų plutos storį InSight nusileidimo vietoje. Pasirodo, plutą sudaro du arba trys sluoksniai. Jei sluoksniai yra du, plutos storis siekia apie 20 kilometrų – labai nedaug, lyginant su Žeme, kur ploniausia žemyninė pluta yra maždaug 30 km storio. Jei sluoksniai yra trys, Marso plutos storis siekia apie 39 kilometrus, panašiai kaip Žemės žemyninė pluta. Žinant šiuos skaičius, galima ekstrapoliuoti plutos storį visoje planetoje – vidutiniškai jis yra tarp 24 ir 72 kilometrų. Neapibrėžtumas atsiranda daugiausiai dėl to, kad nežinome, kaip gelmėse išsidėstę karšti, radioaktyvūs elementai – jei jų visur yra tiek, kiek paviršiuje, tada pluta storesnė, jei gilėjant jų koncentracija auga, pluta gali būti plonesnė. Po pluta prasideda mantija – antrojo darbo analizės objektas. Mantijos viršutinė dalis taip pat sustingusi; visas kieto sluoksnio, vadinamo litosfera, storis yra apie 500 kilometrų – daugiau, nei Žemėje (mūsų planetos litosfera yra maždaug 100 kilometrų storio). Tai neturėtų stebinti – Marsas, būdamas daug mažesnis už Žemę, per savo gyvenimą atvėso sparčiau, nei mūsų planeta. Giliau prasideda minkštos, takios uolienos. Mantijos cheminė sudėtis greičiausiai yra labiau pirmykštė, nei plutos, radioaktyvių elementų ten yra 13-20 kartų mažiau, nei plutoje. Tyrimo rezultatai publikuojami Science: plutos storis, litosferos storis.

Paskutiniame darbe pristatomas Marso branduolio dydis. Jis buvo vertinamas ir anksčiau, tiek remiantis gravitacinio lauko matavimais, tiek to paties InSight duomenimis, bet dabartinė analizė yra daug detalesnė. Gautas branduolio spindulys – 1830 kilometrų. Toks spindulys kiek didesnis, nei tikėtasi, tačiau pagal santykį su planetos spinduliu, labai panašus į Žemės – sudaro maždaug 54 procentus. Iš kitos pusės, Marso branduolio tankis daug mažesnis, nei Žemės – apie šešis gramus į kubinį centimetrą. Žemės branduolys yra kone dvigubai tankesnis. Toks žemas tankis reiškia, kad Marso branduolyje, be geležies ir nikelio mišinio, yra ištirpę daug lengvesnių priemaišų. Didelis Marso branduolys užstoja dalį drebėjimų bangų nuo InSight. Įdomu, kad branduolio „seisminis šešėlis“ krenta ir ant Tarsidės regiono, kur stūkso trys jauniausi Marso ugnikalniai. Taigi gali būti, jog Marsas iš tiesų yra daug seismiškai aktyvesnis, nei rodo InSight duomenys, tiesiog zondas stovi ramesnėje planetos pusėje. Tyrimo rezultatai publikuojami Science.

***

Ozonas Marso atmosferoje. Žemės paviršių nuo ultravioletinės Saulės spinduliuotės saugo ozono sluoksnis. Ozonas – tai molekulė, sudaryta iš trijų deguonies atomų. Žemėje jis formuojasi, kai ultravioletiniai spinduliai suskaldo deguonies molekules ir išlaisvina deguonies atomus, kurie kartais susijungia su kitomis deguonies molekulėmis. Marse irgi yra ozono sluoksnis, tik jis susidaro, kai ultravioletiniai spinduliai suardo anglies dvideginio molekules. Iš kitos pusės, ozono molekulės suyra susidūrusios su vandenilio atomais, o šie atsiranda, kai ultravioletinė spinduliuotė suardo vandens garus. Pastarųjų Marso atmosferoje irgi yra. Taigi natūralu tikėtis, kad atmosferoje ozono ir vandens garų gausa turėtų antikoreliuoti: kai padaugėja vandens garų, sumažėja ozono ir atvirkščiai. Nauja NASA zondo Mars Express duomenų analizė rodo, kad taip ir yra. Tiesa, koreliacija aiškiai matoma tik toli nuo pusiaujo, o ties pusiauju pranyksta. Tyrėjai pabandė atkurti stebėjimų duomenis skaitmeniniu modeliu, kuriame vertinami Marso atmosferą veikiantys procesai, įskaitant gravitaciją, Saulės spinduliuotę bei vėją, paviršiaus ir atmosferos chemines reakcijas. Koreliaciją atkurti pavyko, tačiau gauta ozono gausa maždaug dvigubai mažesnė, nei rodo stebėjimai. Šis neatitikimas primena analogišką problemą – modeliai prognozuoja mažesnį nei stebimas anglies monoksido kiekį Marse. Šios molekulės taip pat nyksta dėl reakcijų su vandeniliu, taigi pervertinta tokių reakcijų sparta sumažina ir ozono, ir anglies monoksido gausą. Panaši problema kyla ir modeliuojant ozono sluoksnį Žemės atmosferoje. Gali būti, kad reakcijos žemo slėgio ir temperatūros sąlygomis, kokios yra Marso atmosferoje ir Žemės atmosferos aukštesniuose sluoksniuose, tiesiog vyksta lėčiau, nei manyta iki šiol. Tolesni, detalesni ozono gausos stebėjimai, atliekami ne tik Mars Express, bet ir naujesniu Europos kosmoso agentūros zondu Trace Gas Orbiter, padės patikslinti modelių parametrus; taip pat tą padaryti padės laboratoriniai eksperimentai, kuriais bus matuojama reakcijų sparta įvairiomis sąlygomis. Tyrimo rezultatai publikuojami JGR Planets.

***

Perseverance rengiasi imti mėginius. Praėjus maždaug penkiems mėnesiams po nusileidimo Raudonojoje planetoje, naujausias NASA marsaeigis Perseverance pradeda tyrinėti aplinką ir ieškoti gyvybės pėdsakų. Iki šiol buvo tikrinami marsaeigio instrumentai ir įvairios sistemos; nustačius, kad visi prietaisai veikia puikiai, galima imtis mokslinių tyrimų. Vienas iš prietaisų – rentgeno skaneris PIXL – jau bandymų metu pateikė detaliausią Marso paviršiaus dulkių cheminę analizę. Bet PIXL tikslas – tyrinėti uolienų mėginius. Kartu su ultravioletiniu lazeriu SHERLOC ir aukštos raiškos fotokamera WATSON, šie instrumentai padės kaip niekad gerai suprasti Marso paviršiaus sandarą.

Viena svarbiausių Perseverance užduočių yra uolienų mėginių paėmimas ir paruošimas grąžinimui į Žemę. Dabartiniai aplinkos tyrinėjimai didele dalimi yra pasiruošimas pirmojo mėginio ėmimui. Pirmiausia bus išrinkta mėginio paėmimo vieta, tada ji detaliai apfotografuota, nuotraukos išnagrinėtos. PIXL, SHERLOC ir WATSON ištirs greta esančią uolieną, nustatys jos cheminę sudėtį – į tai irgi bus atsižvelgiama sprendžiant, ar tikrai mėginys vertas paėmimo. Patvirtinus, kur tiksliai bus imamas mėginys, marsaeigis palauks parą, pilnai pasikraus baterijas, kad tikrai nekiltų problemų su energijos tiekimu. Tada bus išgręžtas mėginys – maždaug kreidos gabaliuko dydžio uoliena. Jis bus patalpintas į specialų mėgintuvėlį, nufotografuotas, hermetiškai uždarytas ir padėtas ant Marso paviršiaus. Visa procedūra, nuo vietos parinkimo iki mėgintuvėlio palikimo, užtruks apie 11 parų. Pats Perseverance į Žemę negrįš, tad ir mėginių pargabenti negalės. Juos parskraidinti ketinama bendros NASA-ESA misijos metu šio dešimtmečio viduryje. Mėginio analizė modernioje laboratorijoje Žemėje turėtų atskleisti daug daugiau informacijos apie jo sandarą, nei galima išsiaiškinti marsaeigyje turimais instrumentais.

***

Europos paviršių mala mikrometeoritai. Jupiterio palydovas Europa yra viena įdomiausių vietų gyvybės paieškoms už Žemės ribų. Popaviršiniame jo vandenyne vyksta įvairios sudėtingos cheminės reakcijos, tad gali būti užsimezgusi ir gyvybė. Bet pasiekti vandenyną, esantį po keliolikos ar keliasdešimties kilometrų storio dangalu, neįmanoma, kad mokslininkai vis ieško būdų, kaip gauti informacijos apie vandenyną iš Europos paviršiuje esančių pėdsakų. Pro ledą veržiasi geizeriai – būtent iš jų ir žinome apie intriguojančią vandenyno cheminę sudėtį. Dalis geizerių medžiagos nusėda Europos paviršiuje, tad jį turėtų dengti vandenyno ledas ir galimi biopėdsakai – gyvybinių procesų sukurtos molekulės. Bet Europa skrieja Jupiterio magnetosferoje, tad ją nuolatos talžo energingų dalelių srautai. Šios dalelės lengvai suardo daugumą molekulių, taigi pačiame paviršiuje jų nerasime. Planuojant misijas į Europą, dažnai vertinama, kad biopėdsakų reikėtų ieškoti keleto centimetrų gylyje – ten energingos magnetosferoje įgreitintos dalelės neturėtų prasiskverbti. Visgi naujo tyrimo išvados teigia ką kittą – biopėdsakų neverta tikėtis net viršutiniuose 30 centimetrų Europos paviršinės medžiagos. Tokį skaičių mokslininkai gavo, apskaičiavę, kaip dažnai į Europą pataiko įvairios kosminės dulkės. Mikrometeoritų smūgiai reguliariai sujaukia viršutinius Europos sluoksnius – šis procesas vadinamas „smūgine sodininkyste“ (angl. impact gardening). Per dešimtis milijonų metų sujaukiamas maždaug 30 centimetrų storio sluoksnis, taigi biopėdsakai greičiausiai sunaikinami iki tokio gylio. Iš kitos pusės, jaunų kraterių dugnas, nors ir pažeistas radiacijos, greičiausiai turi mažesnį sujauktos medžiagos sluoksnį, taigi tokios vietos gali būti tinkamiausios biopėdsakų paieškoms. Apie smūginę sodininkystę Europoje ir kituose kietą paviršių turinčiuose dangaus kūnuose kalbama jau senokai, bet šis darbas – pirmasis, kuriame detaliai įvertintas realistiškos mikrometeoroidų populiacijos poveikis šiam palydovui. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Astronomy.

***

Molekulių išlikimas tarpplanetinėje erdvėje. Tarpplanetinėje erdvėje ne vienas zondas aptiko nemenką neigiamų jonų srautą. Kai kuriuose regionuose šių jonų yra netgi daugiau, nei laisvų elektronų. Kokia jų kilmė? Yra žinomi keli neigiamų jonų šaltiniai. Tai yra Saturno palydovo Encelado ir kai kurių kitų Saulės sistemos kūnų geizeriai, taip pat kometų uodegos, netgi planetų atmosferos. Bet ar ilgai šie jonai gali išlikti tarpplanetinėje erdvėje, veikiant Saulės vėjui ir spinduliuotei? Naujame tyrime bandoma tai išsiaiškinti, remiantis Cassini zondo duomenimis bei laboratoriniais eksperimentais. Neigiami jonai dažniausiai pranyksta, kai į juos pataikęs fotonas išmuša perteklinį elektroną; tyrėjai apskaičiavo šio proceso tikėtiną spartą ir patikslino ją eksperimentiniais matavimais. Tada, remdamiesi Cassini duomenimis, įvertino, kaip turėtų keistis neigiamų jonų srautas, lekiantis iš Encelado, Rėjos ir Dionės (visi trys yra Saturno palydovai), tolstant nuo jų. Paaiškėjo, kad kai kuriais atvejais Encelado neigiamų jonų srautas išlieka beveik nesumažėjęs dešimtis tūkstančių kilometrų. Palyginimui autoriai apskaičiavo, kiek toli turėtų driektis neigiamų jonų srautas už Neptūno palydovo Tritono – šis turėtų egzistuoti praktiškai visoje Tritono orbitoje, milijonus kilometrų už palydovo. Taigi išorinėje Saulės sistemoje verta tikėtis rasti daug neigiamų jonų, ypač priartėjus prie galimų jų šaltinių. Jų tyrimas galėtų padėti geriau suprasti ir pačius šaltinius, tad būtų naudingas tolimųjų planetų, o gal ir kometų ar nykštukinių planetų, tyrimo būdas. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Aptiktas besiformuojantis egzomėnulis. Planetos formuojasi protoplanetiniuose dulkių ir dujų diskuose, kurie supa jaunas žvaigždes. Bent kai kurie didžiųjų planetų palydovai formuojasi analogiškai – diskuose, kurie supa jaunas planetas. Neabejojama, kad taip susiformavo bent jau didieji Jupiterio ir Saturno palydovai, galimai ir Urano bei Neptūno (kai kurie mažieji palydovai tikrai buvo pagauti vėliau). Dabar pirmą kartą aptiktas toks aplinkplanetinis diskas. Atradimas padarytas stebint sistemą PDS 70, kurios žvaigždė šiek tiek mažesnė už Saulę, o amžius – vos penki su trupučiu milijono metų. Palyginimui, Saulės amžius yra arti penkių milijardų metų. PDS 70 turi dvi planetas, b ir c, ir aiškų protoplanetinį diską. Nauji stebėjimų duomenys rodo, kad PDS 70c supa diskas, kurio spindulys neviršija 1,2 astronominio vieneto (vidutinio atstumo tarp Saulės ir Žemės). Būtent toks turėtų būti maksimalus įmanomas disko spindulys aplink šią planetą – toliau esančią medžiagą žvaigždės gravitacija nutemptų šalin. Aplinkplanetinis diskas aiškiai skiriasi nuo aplinkžvaigždinio. Disko masę įvertinti kol kas sunku, tačiau vien dulkių jame gali būti apie 3% Žemės masės. Tolesni stebėjimai, taip pat nauji, dar aukštesnę erdvinę raišką pasiekiantys teleskopai, turėtų padėti geriau suprasti šios sistemos struktūrą ir medžiagos judėjimą tarp visų komponentų. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal Letters.

***

Dujų pasiskirstymas Paukščių Take. Tyrinėti Paukščių Taką yra kai kuriais atžvilgiais sudėtingas uždavinys, daug sudėtingesnis, nei tyrinėti aplinkines galaktikas. Būdami Paukščių Tako viduje, sunkiai galima susidaryti vaizdą apie trimatę jo struktūrą, mat dažnai kyla problemų bandant atskirti, ar koks nors objektas yra mažas bei artimas, ar didesnis ir tolimesnis. Visgi aukštos raiškos nuotraukos, daromos įvairiuose spektro ruožuose, leidžia po truputį vis gerinti šį vaizdą. Dabar pristatyta detaliausia Paukščių Tako apžvalga radijo bangų ruože. GLOSTAR projektas pagrinde skirtas žvaigždėdaros proceso mūsų Galaktikoje detalėms tirti. Naudodami interferometrą VLA ir šimto metrų skersmens radijo teleskopą Effelsberge, tyrėjai gavo pusantros lanko sekundės raiškos nuotraukas. Tai yra maždaug 1200 kartų mažesnis dydis, nei Mėnulio pilnatis dangaus skliaute. Šimtai valandų stebėjimų leido sudaryti 145 kvadratinių laipsnių – kiek mažiau nei pusės procento viso dangaus skliauto – erdvėlapį, daugiausiai apimantį Galaktikos diską jos centrinių dalių link. Pagrindiniai rezultatai – aptikta daugybė besiformuojančių žvaigždžių ir identifikuoti jų dulkių apvalkalai, aptikta 80 naujų supernovų liekanų greta maždaug tokio pat skaičiaus seniau žinotų, taip pat aptikti metanolio mazerio šaltiniai Gulbės X žvaigždėdaros regione už maždaug 1400 parsekų nuo mūsų. Pilnas apžvalgos katalogas dar nepaskelbtas, bet jame gali būti daugiau nei 10 tūkstančių objektų. Tyrimo rezultatai publikuojami net keturiuose straipsniuose Astronomy & Astrophysics.

***

Planetiniai ūkai kitose galaktikose. Kai žvaigždė, ne daugiau nei aštuonis kartus masyvesnė už Saulę, baigia savo gyvenimą, ji nusimeta išorinius sluoksnius ir suformuoja vadinamąjį planetinį ūką. Jį sudarančios dujos yra gana karštos ir skleidžia specifinę spinduliuotę. Burbulas netrunka išsiplėsti iki planetinės sistemos dydžio, taigi artimiausi Saulei planetiniai ūkai išskiriami net per nedidelius teleskopus. Tuo tarpu aptikti planetinius ūkus kitose galaktikose – tikrai nelengva užduotis. Pirmi sėkmingi bandymai atlikti 2001-2002 metais, kai labai jautriu 3,5 metro skersmens teleskopu pavyko gauti Andromedos galaktikos planetinių ūkų nuotraukų. Deja, to teleskopo apžvalgos laukas buvo labai nedidelis, tad ieškoti planetinių ūkų kitose galaktikose juo būtų buvę pernelyg neefektyvu. Per pastaruosius du dešimtmečius keletą jų pavyko aptikti kitais metodais, tada, žinant kur žiūrėti, buvo galima išmatuoti ir jų savybes. Bet iki šiol tokie matavimai apsiribojo galaktikomis, nutolusiomis iki 15 megaparsekų; Andromedą nuo mūsų skiria kiek mažiau nei vienas megaparsekas. Tik dabar pavyko pasiekti pakankamą jautrumą ir apžvalgos lauko dydį, kad planetinių ūkų paieškas galima būtų apjungti su detalios informacijos apie juos rinkimu. Naudodami MUSE spektrografą, įrengtą Čilėje esančiame Labai dideliame teleskope (VLT), astronomai atrado ir ištyrė 15 planetinių ūkų trijose galaktikose, kurias nuo mūsų skiria 15-40 megaparsekų. Analizės metodas leidžia atskirti šiuos objektus nuo šiek tiek panašių karštomis dujomis užpildytų ūkų, pavyzdžiui aplink jaunas žvaigždes susidarančių jonizuoto vandenilio regionų arba supernovų liekanų. Planetinių ūkų paieška ir stebėjimai įdomūs ne tik tuo, kad padeda geriau suprasti žvaigždžių po mirties paliekamus pėdsakus, bet ir dėl kosmologinių atstumų matavimų. Planetinių ūkų šviesis, nagrinėjant vieną jonizuoto deguonies 500,7 nanometrų ilgio spektro liniją, būna įvairus, tačiau jų pasiskirstymas galaktikoje praktiškai nepriklauso nei nuo galaktikos tipo, nei nuo cheminės sudėties, nei nuo žvaigždžių populiacijos amžiaus. Ryškiausi planetiniai ūkai visose galaktikose šio bangos ilgio spinduliuotės skleidžia maždaug 640 kartų daugiau, nei visas Saulės šviesis. Taigi aptikus daug planetinių ūkų galaktikoje, prie jų šviesių skirstinio galima pridetinti teorinę kreivę, nustatyti, koks būtų ryškiausias ūkas toje galaktikoje, ir taip apskaičiuoti atstumą iki galaktikos. Iš principo šį metodą galima būtų naudoti net ir labai tolimų galaktikų atstumams išmatuoti, taip patikslinant Visatos plėtimosi spartos matavimus ir kitų įdomių kosmologinių parametrų vertes. Naujasis atradimas padės šią perspektyvą paversti realybe. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Mažoji Sombrero galaktika ir jos supernova. Šaltinis: CHART32 komanda

Daugeliui astronomijos mėgėjų žinoma Sombrero galaktika, arba M104, primenanti plačiabrylę meksikietišką kepurę. Mažoji Sombrero galaktika, arba NGC 7814, šioje nuotraukoje atrodo labai panašiai. Ji iš tiesų yra panaši į M104, bet nuo mūsų nutolusi toliau, todėl dangaus skliaute atrodo mažesnė ir blausesnė. Šioje nuotraukoje matome ją ir neseniai arti jos centro sprogusią supernovą (į kairę nuo galaktikos branduolio). Tai yra Ia tipo supernova, kylanti, kai baltąją nykštukę sudrasko nevaldomos termobranduolinės reakcijos.

***

Gravitacija – svarbiausia didelio masto jėga Visatoje, valdanti visų struktūrų formavimąsi. Bet yra dar viena didelio masto jėga, paveikianti daugumą procesų – magnetizmas. Apie jį pasakoja PBS Space Time:

***

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

Laiqualasse

4 komentarai

  1. Žvaigždės turi planetas, planetos turi mėnulius. O kodel mėnuliai neturi savo palydovų? O gal vis tik turi..?

    1. Labai geras klausimas :) Teoriškai mėnmėnuliai gali egzistuoti, bet praktiškai jų orbitos stabilios tik labai nedideliame parametrų erdvės regione, todėl realybėje tokį sutikti mažai tikėtina.

  2. Daug kalbate apie nagnetinių linijų susisukimą ir persijungimą. Kaip jį įsivaizduoti? Gal yra kur nors kokia simuliacija?

Leave a Reply

El. pašto adresas nebus skelbiamas. Būtini laukeliai pažymėti *