Kąsnelis Visatos DII: Protoplanetinis

Planetos formuojasi protoplanetiniuose diskuose. Bet, pasirodo, toli gražu ne visos planetos išlieka toje sistemoje, kur formavosi – gali būti, kad net dešimt kartų daugiau jų išlekia į tarpžvaigždinę erdvę. Su planetomis susiję ir keli kiti pranešimai – pasiūlymas, kaip ieškoti egzomėnulių, atidžiai stebint egzoplanetų tranzitus, bei planetų kanibalizmas, kuriuo užsiima net ketvirtis panašių į Saulę žvaigždžių. Kitose naujienose – Saulės išsiveržimus prilaikantis magnetinis laukas, vandenilio degimas baltosiose nykštukėse ir sėkmingai Perseverance paimti Marso uolienų mėginiai. Gero skaitymo!

***

Magnetizmas sulaiko Saulės išsiveržimus. Mūsų Saulė, kaip ir kitos žvaigždės, kartais sužimba trumpais ultravioletinių ir rentgeno spindulių žybsniais. Kai kuriuos žybsnius seka ir vainikinės masės išmetimai – plazmos išsiveržimai iš to paties regiono, kuriame įvyko ir žybsnis. Bet išmetimai nutinka ne kiekvieno žybsnio metu. Kodėl? Nauja analizė parodė, kad svarbiausias veiksnys, lemiantis, ar žybsnį seks plazmos išmetimas, yra magnetinio lauko intensyvumas. Išnagrinėję daugiau nei 700 žybsnių, įvykusių 2010-2019 metais, duomenis tyrėjai nustatė, kad kuo stipresnis magnetinis laukas Saulės regione, iš kurio kyla žybsnis, tuo mažesnė tikimybė, kad žybsnį seks vainikinės masės išmetimas. Žybsniai vyksta aktyviuose regionuose – tose vietose magnetinis laukas būna stipresnis, nei vidutiniškai Saulėje, tai lemia didesnį Saulės dėmių skaičių, nes magnetinis laukas kiek atšaldo paviršinę medžiagą. Panašu, kad magnetinis laukas taip pat ir prilaiko medžiagą ir trukdo jai išsiveržti bei pabėgti nuo Saulės – tai ir paaiškina stebimą sąryšį. Jei analogiškas sąryšis galioja ir kitoms žvaigždėms, nei Saulė, tyrėjai apskaičiavo, kad stipriausius žvaigždžių žybsnius vainikinės masės išmetimai seka ne dažniau nei 50% atvejų. Tai gali bent iš dalies paaiškinti, kodėl dar nėra aptikta tokių išsiveržimų kitose žvaigždėse, nors stiprūs žybsniai kartais užfiksuojami. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Dulkių judėjimas Saulės sistemoje. Saulės sistemoje pilna dulkių. Na, „pilna“ gal nėra pats tinkamiausias žodis, bet jų yra visur. Dulkės – tai mikrometro skersmens ir mažesni įvairių kietų medžiagų junginiai. Jos, kaip ir dauguma kitų Saulės sistemos objektų, juda dešimčių kilometrų per sekundę greičiu. Pataikiusios į Žemės atmosferą jos išgaruoja ir yra matomos kaip krentančios žvaigždės. Pataikiusios į kosminį laivą ar, dar blogiau, astronautą, jos gali pridaryti daug daugiau žalos. Taigi mokslininkai nori kuo geriau suprasti, kokių dulkių būna, kaip jos juda, kaip reaguoja į Saulės aktyvumo pokyčius ir taip toliau. Dauguma dulkių telkiasi arti tos pačios plokštumos, kurioje išsidėsčiusios ir planetų orbitos; toks telkinys vadinamas zodiakiniu debesiu. Dviejuose naujuose straipsniuose nagrinėjama debesies sandara ir evoliucija. Zodiakinis debesis tankiausias arčiausiai Saulės, tad duomenis naujiesiems tyrimams davė zondas Parker Solar Probe, skrajojantis aplink Saulę elipsine orbita. Jis reguliariai prie žvaigždės priartėja arčiau, nei bet koks kitas žmonių sukurtas prietaisas. Tuo metu jį talžo didžiausias tarpplanetinių dulkių srautas; pataikiusios į zondą dulkės išgaruoja ir pavirsta elektringų dalelių debesėliu, kurį užfiksuoja zondo prietaisai. Duomenys, surinkti per pirmas septynias Parker orbitas aplink Saulę, leido patobulinti dabartinį tarpplanetinių dulkių modelį, patvirtinti kai kurias jo prielaidas ir papildyti jį naujomis komponentėmis. Jau seniau žinoma, kad tarpplanetines dulkes sudaro bent dvi populiacijos – didesni alfa-meteoroidai ir mažesni beta-meteoroidai. Alfa-meteoroidai skrieja elipsinėmis orbitomis, o beta – hiperbolinėmis, kurios išneša juos iš Saulės sistemos. Šias populiacijas fiksuoja zondai tarp Žemės ir Marso, bet arčiau Saulės jų trajektorijos iki šiol nebuvo žinomos. Parker duomenys patvirtino įprastą modelių prielaidą, jog alfa-meteoroidų tankis arti Saulės išauga tiek, kad jie ima susidūrinėti ir byrėti į smulkesnius fragmentus, o pastaruosius Saulės šviesos slėgis išstumia tolyn ir įgreitina tiek, kad įveikia Saulės gravitaciją. Bet Parker duomenyse atrastas ir dar vienas meteoroidų srautas, kurio nepavyksta paaiškinti nei alfa-, nei beta- populiacijomis. Gali būti, kad tai yra asteroido Fajetono išmestų dulkių srautas – šis asteroidas garuoja panašiai kaip kometa, bet tik priartėjęs labai arti Saulės. Analogiški zodiakiniai debesys egzistuoja ir kitose planetinėse sistemose; atspindžiai nuo jų pakeičia ir visos sistemos išvaizdą. Taigi šie atradimai padės ir geriau ieškoti egzoplanetų bei interpretuoti jų stebėjimus. Tyrimo rezultatai publikuojami The Planetary Science Journal: dulkių judėjimas aplink Parker Solar Probe, zodiakinio debesies evoliucija.

***

Cerberio grioviai Eliziejaus lygumoje. Šaltinis: ESA/Roscosmos/CaSSIS

Marso šiaurės pusrutulyje, netoli pusiaujo, plyti Eliziejaus lyguma. Ją kerta įvairūs tektoniniai lūžiai, kaip šie Cerberio grioviai (Cerberus Fossae). Nuotraukoje jie pavaizduoti netikromis spalvomis – mėlyna spalva žymi bazaltines uolienas, pasislėpusias po paviršiaus smėlynais. Aplink matyti mėlyni taškeliai – maži krateriai, išmušti įvairių meteoritų.

***

Puikūs Perseverance mėginiai. Rugsejo 6 ir 8 dienomis marsaeigis Perseverance paėmė pirmuosius sėkmingus Marso uolienų mėginius, skirtus pargabenimui į Žemę. Abu mėginiai paimti iš to paties akmens, jų ilgis – apie šešis centimetrus, skersmuo – maždaug centimetras. Pirminė mėginių apžiūra leidžia teigti, kad jie sudaryti daugiausiai iš bazaltinių uolienų, kitaip tariant, yra vulkaninės kilmės. Taip pat panašu, kad šie akmenys ilgą laiką buvo po vandeniu. Ši žinia džiugina mokslininkus, nes tai labai padidina tikimybę, jog Perseverance tyrimų zonoje kadaise egzistavo gyvybei tinkamos sąlygos. Perseverance važinėja Jezero krateryje, kuriame kadaise tyvuliavo ežeras, bet iki šiol nėra visiškai aišku, ar ežeras buvo ilgaamžis, ar susiformuodavo tik trumpam po staigių potvynių. Pirmasis scenarijus būtų daug palankesnis gyvybei, kurios požymių Perseverance ir ieško.

***

Kodėl asteroidų forma kampuota? Du asteroidai, kuriuos pastaruoju metu tyrinėjo zondai – Bennu ir Ryugu – abu yra gana panašios neįprastos formos. Žiūrint iš šono, jie atrodo truputį kampuoti, tarsi deimantai ar panašūs kristalai, o ne apvalūs kaip planetos ar netaisyklingi kaip kiti asteroidai. Naujame tyrime teigiama, kad tokia forma atsiranda jiems formuojantis ir kyla dėl sukimosi bei silpnų asteroido dalis išlaikančių jėgų. Tiek Bennu, tiek Ryugu aplink savo ašį sukasi palyginus greitai – atitinkamai per 4,3 ir 7,6 valandos. Abu asteroidai priklauso „nuolaužų krūvos“ tipui – tai reiškia, kad jie nėra vientisos uolienos, o sudaryti iš atskirų riedulių, kuriuos sukibusius išlaiko gravitacija ir laikui bėgant susiformavusios mineralinės jungtys. Asteroidui formuojantis, mineralinių jungčių nebuvo, taigi jo augimą galima nagrinėti kaip birių granulių, panašių į smėlį, judėjimą, veikiant tik jų pačių gravitacijai ir sukimuisi. Pasitelkę skaitmeninį modelį, tyrėjai pademonstravo, jog tokiomis sąlygomis augantis asteroidas tikrai įgyja kampuotą formą. Taip atsitinka dėl dviejų priežasčių. Arti ašigalių sukimosi kuriama išcentrinė jėga yra labai menka ir netrukdo granulėms kauptis, dėl to ašigaliai iškyla virš „vidutinio“ asteroido paviršiaus. Toliau nuo ašigalių išcentrinė jėga ima stumti granules pusiaujo link, todėl ten susiformuoja kalnagūbris. Modelio prognozuojama tipinė tokių asteroidų forma gerai atitinka Bennu ir Ryugu išvaizdą. Tyrėjai teigia, kad geriausia modelį patikrinti būtų galima atlikus detalius panašių, tik lėčiau besisukančių, asteroidų stebėjimus. Modelis prognozuoja, kad tokie asteroidai turėtų būti gerokai apvalesni. Tyrimo rezultatai publikuojami Granular Matter.

***

Protoplanetinė tarpžvaigždinių objektų kilmė? Protoplanetiniuose diskuose gimsta planetos. Bet ne tik – medžiaga iš jų išmetama ir atgal į tarpžvaigždinę erdvę, iš kurios atėjo. Dalis tos medžiagos yra dujos ir dulkės, išpučiamos diskui yrant. Bet pabėgti gali ir didesni – kometų ar net planetų dydžio objektai. Naujame tyrime teigiama, kad bendra tokių objektų masė turėtų apie dešimt kartų viršyti prie žvaigždės likusios medžiagos masę. Tokią išvadą mokslininkai gavo, įvertinę, kiek Galaktikoje gali būti tarpžvaigždinių objektų, tokių kaip prieš ketverius metus aptiktas `Oumuamua, ir vienišų planetų, skrajojančių tarpžvaigždinėje erdvėje. Darant prielaidą, kad visi šie objektai susiformavo protoplanetiniuose diskuose, o vėliau buvo išsviesti lauk, galima apskaičiuoti, kokia turėjo būti tų diskų masė. Ne visa disko medžiaga gali tapti planetų dalimi, taigi disko masė turi būti didesnė, nei galutinių „produktų“ masė. Įvertinus šį formavimosi efektyvumą, gauta vidutinė protoplanetinio disko masė siekia apie 10% žvaigždės masės. Realių diskų masės svyruoja nuo 0,1% iki 30% žvaigždės masės, taigi gautas įvertis patenka į realių verčių intervalą. Tiesa, skaičiavimų paklaidos apima platesnį ruožą – nuo 2% iki 50% žvaigždės masės. Įdomu, kad norint suformuoti Saulės sistemos planetas ir smulkesnius darinius, užtektų 1% Saulės masės protoplanetinio disko – toks darinys vadinamas „minimalio masės Saulės ūku“ (angl. Minimum Mass Solar Nebula, MMSN). Tad jei skaičiavimai pasirodys teisingi, gali paaiškėti, kad protoplanetiniai diskai išmeta net dešimt kartų daugiau objektų, nei lieka skrajoti orbitomis aplink žvaigždę. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Egzomėnulių paieškos perspektyvos. Egzoplanetų – planetų už Saulės sistemos ribų – žinome jau daugiau nei penkis tūkstančius. Jos turėtų turėti ir palydovų – štai Saulės sistemoje vienai planetai vidutiniškai tenka kone dvidešimt mėnulių – bet kol kas jų atrasti nepavyksta. Keletas galimų atradimų buvo, bet nei vienas kol kas nepasitvirtino. Pagrindinė problema čia yra ta, kad palydovas, žinoma, yra mažesnis už planetą, todėl atskirti bet kokį jo signalą nuo planetos signalo – labai sudėtingas uždavinys. Naujame tyrime analizuojama, kaip tą padaryti naudojantis planetų tranzitų laiko pokyčiais. Tranzitai yra pagrindinis būdas aptikti egzoplanetas – planetai skriejant tarp mūsų ir savo žvaigždės, pastaroji kiek pritemsta. Aptikę kelis tranzitus vieną po kito, astronomai gali apskaičiuoti planetos metų trukmę ir spindulį. Jei planeta turi palydovą, jos padėtis orbitoje nuolat svyruoja – kartais pasislenka truputį į priekį, kartais – truputį atgal, priklausomai nuo to, kurioje pusėje yra pats palydovas. Tad net jei palydovas pernelyg mažas, kad pavyktų įžiūrėti jo tranzito sukeliamą žvaigždės pritemimą, galima pastebėti jo poveikį planetos tranzitų laikui. Kartais planetos tranzitas gali prasidėti keliomis minutėmis anksčiau, nei turėtų, kartais – kiek vėliau. Naujojo tyrimo autoriai įvertino, kokios palydovų orbitos gali būti stabilios ir kiek tokie palydovai gali pakeisti tranzitų laiką. Paaiškėjo, kad tranzito pradžios laikas gali pakisti iki dešimties minučių – nedaug, lyginant su viso tranzito trukme, matuojama valandomis, bet pakankamai, kad šiuolaikiniais instrumentais būtų įmanoma tą aptikti. Aišku, norint šiuo būdu identifikuoti egzomėnulį, reikia ilgesnių stebėjimų, nei norint aptikti planetą, nes dviejų-trijų tranzitų nepakanka, kad būtų galima pasakyti, ar jų pradžios laikas atsikartoja periodiškai, ar su svyravimais. Iš kitos pusės, gaunami duomenys leistų įvertinti ir egzomėnulio masę, bent jau santykyje su planetos mase. Šis metodas taip pat gali padėti atskirti ir planetas, kuriose verta ieškoti gyvybės, ypač sudėtingesnės už mikroorganizmus, požymių. Didelis palydovas, manoma, yra vienas svarbių veiksnių, leidęs Žemėje suklestėti gyvybės įvairovei. Analogiškai didelis mėnulis prie egzoplanetos sukeltų tikrai pastebimų tranzitų laiko pokyčių, tad tokios planetos būtų įdomesni taikiniai gyvybės paieškoms. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Daugelis žvaigždžių valgė planetas. Dvi žvaigždės, gimusios tame pačiame dujų debesyje ir užaugusios iki tokios pat masės, turėtų būti praktiškai vienodos. Bet realybė kitokia: kone trečdalis dvinarių žvaigždžių, kurių abi narės turi tarpusavyje panašią masę ir paviršiaus temperatūrą, pasižymi ganėtinai skirtinga chemine sudėtimi. Galimi du tokių anomalijų paaiškinimai: arba žvaigždės jau susiformavo skirtingos, arba prarijo vieną-kitą planetą. Naujame tyrime atlikta analizė parodė, kad daug labiau tikėtinas antrasis paaiškinimas. Tyrėjai išanalizavo 107 dvinares žvaigždes, kurių masė ir temperatūra labai panašios tarpusavyje. Visos šios žvaigždės gana panašios į Saulę, t.y. išorėje turi konvekcinę zoną, kurioje medžiaga maišosi tarsi burbuliuojantis verdantis vanduo. Jei į žvaigždę įkristų planeta, jos medžiaga gali išsimaišyti po konvekcinę zoną ir “pranykti”. Išsimaišymas tuo efektyvesnis, kuo konvekcinė zona storesnė, o ji tuo storesnė, kuo žvaigždė šaltesnė. Taigi anomalios žvaigždės turėtų būti karštesnės, nei “normalios”. Būtent tą ir pastebėjo tyrėjai – 33 dvinarės sistemos yra anomalios, o jų temperatūra vidutiniškai aukštesnė, nei likusiųjų. Alternatyvi hipotezė – nevienodo formavimosi – neprognozuoja tokios priklausomybės nuo temperatūros. Tyrėjai taip pat apskaičiavo, kad planetų prarijo maždaug kas ketvirta į Saulę panaši žvaigždė. Tai reiškia, kad daugelio planetinių sistemų evoliucija jaunystėje yra gana dramatiška, o protoplanetiniuose diskuose gimstančių planetų skaičius toli gražu nebūtinai atitinka subrendusioje sistemoje likusių planetų skaičiaus. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Vandenilio degimas baltosiose nykštukėse. Baltosiomis nykštukėmis vadinamos į Saulę panašių žvaigždžių liekanos. Dažniausiai sudarytos iš anglies ir deguonies, jos nebevykdo termobranduolinių reakcijų, nes centre nepakanka slėgio, kad suspaustų šių elementų branduolius ir priverstų jungtis į sunkesnius. Tik atsiradusios jos būna labai karštos – paviršiaus temperatūra gali viršyti net 30 tūkstančių laipsnių – o laikui bėgant vėsta. Astronomai dažnai naudoja baltųjų nykštukių temperatūros ir masės ryšį kaip chronometrą, nustatydami įvairių žvaigždžių grupių amžių. Bet dabar paaiškėjo, kad kai kurios nykštukės labai sėkmingai vykdo termobranduolines reakcijas, tik ne centre, o arti paviršiaus. Astronomai atliko daugiau nei 700 baltųjų nykštukių dviejuose spiečiuose, M3 ir M13, stebėjimus. Visos spiečiaus žvaigždės susiformavo maždaug tuo pat metu, todėl it baltųjų nykštukių temperatūra turėtų rodyti vienodą amžių. Tačiau reali situacija pasirodė kitokia. M3 spiečiuje nykštukių savybės atitiko prognozes, o M13 maždaug 70% nykštukių buvo per karštos. Geriausias tokių savybių paaiškinimas – šių žvaigždžių liekanų paviršiuje tebevyksta vandenilio termobranduolinės reakcijos. Taip gali nutikti, nes mirdama žvaigždė nusimeta ne visus išorinius sluoksnius, o ir dalis nusimestos medžiagos vėliau nukrenta atgal ant nykštukės. Stipri pastarosios gravitacija suspaudžia medžiagą pakankamai, kad prasidėtų vandenilio jungimasis į helį. Toks scenarijus teoriškai aprašytas jau seniai, bet šis atradimas – pirmasis jo patvirtinimas stebint realius objektus. Akivaizdu, kad nykštukes naudoti kaip chronometrus reikia atsargiai. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Netolygiai sumišusios Galaktikos dujos. Paukščių Tako žvaigždės pasižymi įvairia chemine sudėtimi. Vienose, kaip Saulėje, randame kelis procentus sunkesnių už helį cheminių elementų. Kitose šis parametras – metalingumas – gali būti šimtus ar net tūkstančius kartų mažesnis. Dažniausiai tai yra senos žvaigždės, kurios formavosi laikais, kai tų sunkesnių elementų Visatoje buvo gerokai mažiau. Mirdamos žvaigždės dalį sukurtų metalų atiduoda į aplinką, tad dujų metalingumas nuolatos auga. Bet ar visur tolygiai? Įprastai Galaktikos cheminės evoliucijos modeliai remiasi prielaida, kad dujų metalingumas kinta nebent masteliais, palyginamai su pačios Galaktikos dydžiu – kiloparsekų ar didesnias. Bet naujo tyrimo rezultatai rodo, kad tai netiesa. Tyrėjai išmatavo ir apskaičiavo dujų metalingumą skirtingomos kryptimis taro Saulės sistemos ir 25 artimų žvaigždžių. Tą padaryti galima matuojant ultravioletinės spinduliuotės sugertį, tačiau svarbu atsižvelgti į tai, kad dalis metalų yra „užrakinti“ dulkėse. Būtent pastarasis aspektas neleido tokios analizės atlikti seniau. Gauti netikėti rezultatai – dujų metalingumas net ir Saulės aplinkoje skirtingomis kryptimis skiriasi daugiau nei dešimt kartų. Vidutinis dujų metalingumas maždaug dvigubai mažesnis, nei Saulės, tačiau yra krypčių, kur metalingumas nesiekia 17% Saulės, o kitur yra dvigubai aukštesnis, nei mūsų žvaigždėje. Tolie netolygumai greičiausiai atsiranda dėl labai žemo metalingumo dujų, kurių debesys nuolat krenta į Galaktiką – matomai jie prastai maišosi su čia jau esančiomis dujomis. Šis rezultatas gali paaiškinti, kodėl kai kurios vienodo amžiaus žvaigždės pasižymi gana skirtingu metalingumu. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature.

***

Prieš kelias savaites pirmą kartą aptikta spinduliuotė, atsklidusi iš už juodosios skylės. Stipri gravitacija tiek iškreipė šviesos trajektoriją, kad ji pasiekė mus, nors išspinduliuota buvo toje akrecinio disko dalyje, kurią šiaip užstoja pačios juodosios skylės įvykių horizontas. Plačiau apie šį atradimą pasakoja PBS Space Time:

***

Juodųjų skylių… slėgis? Juodosios skylės yra labai paprasti objektai – jas aprašyti galima vien mase, sukimosi sparta ir elektriniu krūviu (o astrofizikinėms juodosioms skylėms pastarasis netgi nesvarbus). Bent jau taip yra bendrojoje reliatyvumo teorijoje. Visgi reliatyvumas – ne galutinis žodis fizikoje. Seniai žinoma, kad ši teorija Visatą aprašo gerokai kitaip, nei kvantinė fizika, tad jas suderinti – sudėtinga užduotis. Nors galutinis suderinimas dar nerastas, bet pasiekta įvairių proveržių. Prieš pusšimtį metų nustatyta, kad juodosios skylės gali spinduliuoti vadinamąją Hawkingo spinduliuotę; kartu tai reiškia, kad jos turi ir temperatūrą, ar bent jau analogišką jai savybę. O dabar mokslininkai apskaičiavo, kad juodosios skylės turi ir slėgį. Toks rezultatas gautas nagrinėjant, kaip kvantiniai efektai gali pakeisti erdvėlaikio geometriją prie pačios paprasčiausios, Švarcšildo, juodosios skylės. Taip vadinama nesisukanti juodoji skylė, tad erdvėlaikio iškreipimas aplink ją yra sferiškai simetriškas. Mokslininkai bandė apskaičiuoti, kaip šie pakeitimai paveikia entropiją – netvarkos matą – juodosios skylės aplinkoje, ir rado įvairių matematinių dėmenų, kurių nėra reliatyvumo teorijos rezultatuose. Vienas iš jų pasirodė labai panašus į slėgį, kurį kurtų dujų kamuolys. Slėgis yra visiškai mažytis, tačiau jo poveikis aplink juodąją skylę esančioms dujoms ar netgi žvaigždėms gali būti išmatuojamas. Taigi šis rezultatas yra viena iš nedaugelio prognozių, besiskirianti nuo reliatyvumo ar kvantinės fizikos atskirai duodamų, kurią būtų įmanoma patikrinti netolimos ateities stebėjimais. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

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

Laiqualasse

2 komentarai

  1. Sveiki,
    Idomu kiek min keistu musu zemes menulis zemes perioda, jeigu kitam stebetojui is kitos zvaigzdes atitiktu stebejimo kampai? Iskaitant, kad menulis yra vienas ir pakankamai didelis, lyginant su zeme. Gal jau yra paskaiciuota?
    Aciu.

    1. Galima labai lengvai apskaičiuoti bent jau apytikrę vertę:

      Žemės-Mėnulio sistemos masės centras yra apie 4700 km nuo Žemės centro. Tai reiškia, kad Žemė masės centro atžvilgiu gali pasislinkti po 4700 km į vieną ar kitą pusę. Masės centras, galima sakyti, aplink Saulę skrieja apskritimu. Orbitinis (judėjimo aplink Saulę) greitis – maždaug 30 km/s. Tokiu greičiu 4700 km nuskristi užtrunka beveik 160 sekundžių, kas yra truputį daugiau nei trys minutės. Tai va tiek ir svyruotų užtemimų laikas, lyginant su vidurkiu.

Komentuoti: Vytas Atšaukti atsakymą

El. pašto adresas nebus skelbiamas. Būtini laukeliai pažymėti *