Kąsnelis Visatos DXXXI: Marsas

Kaimyninė Raudonoji planeta – bene geriausiai ištirtas dangaus kūnas, neskaitant Žemės. Ar bent jau šiuo metu tyrinėjamas išsamiausiai, su net vienuolika veikiančių misijų. Ir visgi paslapčių ten tikrai nestinga. Štai praėjusios savaitės naujienose turime net tris iš Marso: apie garso greičio matavimus, vulkaninę kai kurių drebėjimų prigimtį ir ašies posvyrio kitimų vertinimus pagal krateryje plytinčio ledyno kraštų ratilus. Kitose naujienose – Saulės aktyvumo modelio pritaikymas kitoms žvaigždėms, tolimiausia žvaigždė ir rejonizacijos epochos skaitmeninio modelio rezultatai. Gero skaitymo!

***

Supergreitų elektronų magnetosferoje šaltinis. Saulės vėjas yra plazmos srautas, šimtų kilometrų per sekundę greičiu lekiantis tolyn nuo mūsų žvaigždės. Pasiekę Žemę, jis daugiausiai nukreipiamas į šalis, nes negali prasiskverbti pro magnetosferos skydą. Bet dalis elektringų dalelių pasiekia Žemės magnetinį lauką ir jo linijomis nulekia iki ašigalinių regionų, kur, krisdamos į atmosferą, sukelia pašvaistes. Naujame tyrime pristatomi stebėjimai, atskleidžiantys netikėtai gausią energingų elektronų populiaciją tarp šių dalelių. Stebėjimų duomenys surinkti dviem palydovais-kubiukais, kurie skrajoja Žemės magnetosferoje ir fiksuoja įvairios energijos elektronų srautą. Apskritai Žemės aplinkoje yra daugybė elektronų, kuriuos magnetinis laukas sufokusuoja į dvi riestainio pavidalo sankaupas, vadinamas Van Aleno žiedais. Elektronai jose skrajoja spiralėmis aplink magnetinio lauko linijas, judėdami tarp šiaurinio ir pietinio magnetinių ašigalių. Žiedai nuolat pasipildo elektronais iš Saulės vėjo, o dalis jų nuolat nukrenta į atmosferą. Bet kartais plazmoje susidaro vadinamosios švilpiančios bangos (taip vadinamos, nes jų dažnis laikui bėgant mažėja, panašiai kaip švilpiant). Jos suteikia daug energijos elektronams, tada jų spiralės spindulys išauga ir gali lengviau pasiekti atmosferą. Aptiktas energingų elektronų srautas kartais buvo netgi stipresnis, nei mažos energijos elektronų; ankstesni teoriniai modeliai prognozavo, kad toks didelis srautas nėra įmanomas. Energingi elektronai, pasiekę atmosferą, įkaitina ir išpučia viršutinius jos sluoksnius; tai gali sukelti pavojų žemai skraidantiems zondams bei paveikti visą Žemės klimatą, ypač ašigalio regionuose. Taigi šis atradimas prisidės prie klimato modelių tobulinimo, kosmoso orų prognozių ir erdvėlaivių trajektorijų koregavimo skaičiavimų. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Communications.

***

Du garso greičiai Marse. Pernai Marse nusileidęs Perseverance tarp kitų prietaisų turi ir mikrofoną. Tai ne pirmasis bandymas užfiksuoti garsus, sklindančius Raudonojoje planetoje, bet ankstesni, daryti prieš du dešimtmečius, buvo nesėkmingi. O štai Perseverance sugavo įvairių garsų, kurių analizė parodė, jog Marse garso greitis priklauso nuo dažnio. Pirmos penkios valandos duomenų, pasirinktos šiai analizei, apėmė tiek natūralius aplinkos garsus, tiek sraigtasparnio Ingenuity skrydžius, tiek Perseverance lazerio impulsus, šiam skaldant uolienas. Tiek Perseverance, tiek lazerio impulsai yra labai aiškūs – žinomas jų pradžios laikas, garso dažnis bei atstumas iki mikrofono. Tai leido nustatyti ir garso greitį. Paaiškėjo, kad Ingenuity rotoriaus zvimbimas sklinda 240 m/s greičiu, o lazerio impulso caksėjimas – 250 m/s. Nors toks skirtumas iš pradžių pasirodė labai netikėtas – Žemėje visgi turime tik vieną garso greitį, kuris įprastomis sąlygomis yra 330 m/s, – jį prognozavo kai kurie teoriniai modeliai. Paaiškinimas susijęs su Marso atmosferos sudėtimi: jos pagrindinis komponentas yra anglies dvideginis, kuris efektyviau sąveikauja su žemesnio nei 240 Hz dažnio garso bangomis ir jas sulėtina. Taip pat anglies dvideginis sugeria garsus – tą irgi pavyko išmatuoti. Aplinkos garsai pasirodė labai tylūs, ko ir galima tikėtis 200 kartų retesnėje atmosferoje. Taip pat užfiksuota įvairių barškesių, kylančių Perseverance ratams judant per paviršių. Šie garsai ateityje galės pasitarnauti ir marsaeigio diagnostikai, panašiai kaip keisti garsai automobilyje, kurie dažnai yra pirmas gedimo indikatorius. Sėkmingas Perseverance mikrofono bandymas reiškia, kad ateityje analogiškus prietaisus bus galima siųsti ir į kitas Saulės sistemos vietas, turinčias atmosferą, pavyzdžiui Venerą ar Saturno palydovą Titaną. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature.

***

Vulkaninės kilmės Marso drebėjimai. Marse aktyvių ugnikalnių nėra, nors manoma, kad paskutiniai užgeso ne seniau nei prieš kelias dešimtis milijonų metų – geologine prasme palyginus neseniai. Bet vulkanizmas – magmos judėjimas prie paviršiaus – ten greičiausiai tebevyksta. Bent jau taip rodo nauja Marso drebėjimų analizė. Marso drebėjimus nuo 2018 metų pabaigos matuoja NASA paviršinis zondas InSight. Dauguma drebėjimų yra labai silpni, sunkiai atskiriami nuo vėjo ūžesio ir kitokio triukšmo. Naujojo tyrimo autoriai pritaikė naujus statistinius metodus duomenų analizei ir aptiko 47 naujus silpnus drebėjimus. Juos pavyko lokalizuoti ties Cerberio grioviais (Cerberus Fossae), daugiau nei tūkstančio kilometrų ilgio plutos plyšiais netoli pusiaujo. Dauguma virpesių įvyko panašiu metu kaip ir du jau seniau aptikti stipresni drebėjimai toje pačioje vietoje. Įdomu, kad drebėjimai vyko įvairiu paros metu, nepriklausomai nei nuo paviršiaus temperatūros, nei nuo palydovų padėties. Taigi galima teigti, jog drebėjimus sukėlė ne potvyniniai ar tektoniniai procesai. Vienintelis likęs paaiškinimas – vulkanizmas. Cerberio grioviai yra geologiškai jauna paviršiaus struktūra, taigi tikėtina, jog negiliai po pluta ten dar yra magmos. Jos judėjimas greičiausiai ir sukelia drebulius. Tikėtina, kad panašūs procesai vyksta ir Tarsidės regione, kur stūkso jauniausi Marso ugnikalniai, bet InSight jutikliai negali aptikti iš ten sklindančių seisminių signalų. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Communications.

***

Lede užrašyta Marso klimato istorija. Marsas, priešingai nei Žemė, neturi didelio palydovo. Palydovas stabilizuoja planetos orbitą, todėl Žemės klimatas išlieka daugmaž pastovus šimtų tūkstančių metų laiko skalėmis. Marse situacija kitokia – skaičiuojama, jog kas maždaug 120 tūkstančių metų Marso sukimosi ašies posvyris į orbitos plokštumą pasikeičia dešimtimis laipsnių. Tokie pokyčiai turėtų gerokai paveikti ašigalinių ledo kepurių evoliuciją: kai ašies posvyris didelis, vasarą ašigaliai sušyla labiau ir ledas ima garuoti sparčiau, tuo tarpu žiemą didesnis šaltis leidžia daugiau išsiplėsti ledo kepurėms. Apskritai šiltesniais periodais susiformavę ledo sluoksniai yra plonesni ir dulkėtesni, o šaltesniais – storesni ir grynesni. Visgi vien ledo kepurių tyrimai neleidžia aiškiai atsakyti, kaip šie periodai siejasi su Marso ašies posvyriu ir jo pokyčiais. Naujame tyrime atsakymų ieškoma nagrinėjant ledo sankaupas krateriuose arti ašigalių. Šios sankaupos egzistuoja milijonus metų, tačiau yra fiziškai atskiros nuo ledo kepurių. Pagrindinei analizei mokslininkai pasirinko Burroughs kraterį, esantį netoli Pietų ašigalio. 74 kilometrų skersmens kraterio dugną dengia ledynas, kurio kraštuose matyti aiškios sluoksnių ribos. Detali nuotraukų analizė parodė, kad gretimų sluoksnių pločiai skiriasi atsikartojančiais dydžiais. Šiuos dydžius galima suskirstyti į du periodus: 15,6 ir 6,5 metro. Įdomu, kad šių skaičių santykis lygus santykiui tarp Marso ašies posvyrio pokyčio laiko skalės ir ašies precesijos periodo. Taigi atrodo akivaizdu, kad Burroughs kraterio ledyno augimas priklauso nuo Marso ašies posvyrio; maža to, konkrečius sluoksnius galima susieti su konkrečiais Marso praeities periodais per pastaruosius 4-5 milijonus metų. Vidutiniškai per šį laikotarpį ledyno storis augo 0,13 milimetrų per metus. Šis atradimas padės geriau suprasti ne tik Marso, bet ir Žemės praeities klimato variacijas. Žemėje tyrinėti klimato ryšį su ašies posvyrio pokyčiais sudėtinga, nes pokyčių pėdsakus labai iškraipo vanduo, atmosfera ir gyvi organizmai. Šių veiksnių Marse arba nėra visai, arba jie daugybę kartų silpnesni, todėl tokie duomenys labai svarbūs tobulinant ir mūsų planetos klimato modelius. Tyrimo rezultatai publikuojami Geophysical Research Letters.

***

Metanas – geriausias biopėdsakas? Ieškant nežemiškos gyvybės už Saulės sistemos ribų, daugiausiai dėmesio skiriama planetų atmosferoms. Jų cheminė sudėtis duoda informacijos apie paviršiuje ar net po juo vykstančias chemines reakcijas. Gyvų organizmų vykdomos reakcijos – metabolizmas – gali sukurti dujų, kurias kitaip suformuoti sudėtinga. Tokios dujos, pasklidusios atmosferoje, vadinamos biopėdsakais. Žemės atmosferoje egzistuoja du pagrindiniai biopėdsakai – deguonis ir metanas. Abi molekulės ilgai atmosferoje neišlieka, arba dėl cheminio reaktyvumo, arba dėl lengvo iširimo Saulės šviesoje. O kaip būtų kitose planetose? Ar deguonis arba metanas, egzistuojantis atmosferoje, aiškiai rodo planetoje esant gyvybę? Naujame tyrime nagrinėjamas metano, kaip biopėdsako, tinkamumas. Metaną gali sukurti ir nebiologiniai procesai, pavyzdžiui ugnikalnių išsiveržimai, bet jų galimybės – ribotos. Tyrėjai apskaičiavo įvairių nebiologinių procesų kuriamo metano bei kitų junginių gausą. Paaiškėjo, jog nebiologinės kilmės metano gausa tuo didesnė, kuo jaunesnė planetinė sistema, mat tada aktyvesni visi metaną kuriantys procesai. Taigi senesnėse sistemose metanas yra geresnis biopėdsakas. Dar metanas yra geras biopėdsakas, jei planetos atmosferoje taip pat yra anglies dvideginio, bet nėra anglies monoksido: tokia kombinacija praktiškai neįmanoma, jei metaną gamina tik negyvybiniai procesai. Tyrimas skirtas geriau pasiruošti James Webb teleskopo duomenų apdorojimui. Viena teleskopo užduočių yra planetų atmosferų stebėjimai; juo bus galima aptikti metano egzistavimą net ir Žemės tipo planetose. Taigi suprasdami, iš kur metanas gali atsirasti, galėsime geriau įvertinti, ar įvairiose egzoplanetose esama gyvybės. Tyrimo rezultatai publikuojami PNAS.

***

Žvaigždžių aktyvumas ir planetų gyvybingumas. Saulė mums teikia šviesą ir šilumą, be kurios Žemėje nebūtų gyvybės. Taip pat nuo Saulės pučia vėjas, joje vyksta žybsniai ir vainikinės masės išmetimai, kurie gali sukelti pavojų gyvybei Žemėje. Iš kitos pusės, tolimoje praeityje panašūs žybsniai galėjo paspartinti kai kurias chemines reakcijas, davusias pradžią gyvybės atsiradimui mūsų planetoje. Bet kuriuo atveju akivaizdu, kad žvaigždės aktyvumas yra reikšmingas, kalbant apie planetų tinkamumą gyvybei. Tai – jokia naujiena: pavyzdžiui, mažų žvaigždžių santykinai didelis aktyvumas dažnai įvardijamas kaip veiksnys, mažinantis tikimybę jų planetose rasti gyvybę. Tyrinėti kitų žvaigždžių aktyvumą sudėtinga, nes kol kas galima įžiūrėti tik ryškiausius jų žybsnius, o stebėti žvaigždžių vėją panašiose į Saulę ar mažesnėse žvaigždėse – toli gražu ne šiandieninės technologijos jėgoms. Tačiau įvairūs modeliai gali padėti įvertinti, kurių žvaigždžių aktyvumas turi stipriausią poveikį jų planetoms. Taip daroma naujame tyrime, kuriame kitoms žvaigždėms taikomas Saulės aktyvumui prognozuoti sukurtas modelis. Modelis, pavadintas iPATH (Improved Particle Acceleration and Transport in the Heliosphere; pagerintas dalelių greitinimo ir transporto heliosferoje modelis), remdamasis žiniomis apie žvaigždžių žybsnius, vertina energingų dalelių, išmestų į tarpplanetinę erdvę, pasiskirstymą. Ankstesnė modelio versija, PATH, sukurta dar 2001 metais ir skirta nagrinėti Saulės išmetamų dalelių savybes bei poveikį. Naujojo tyrimo tikslas – pritaikyti modelį daug ryškesniems žybsniams, kurie kartais įvyksta jaunose žvaigždėse. Tyrėjai nustatė, kad daugelis tokių žybsnių greičiausiai įgreitina daug daugiau labai energingų dalelių, nei rodė ankstesni empiriniai modeliai. iPATH, priešingai nei ankstesni modeliai, paremtas fizikiniu supratimu apie žybsnių metu vykstančius dalelių greitinimo procesus. Jaunų žvaigždžių aplinkoje, netgi tokiu pat atstumu, kaip Žemė nuo Saulės, energingų protonų srautas gali tūkstančius kartų viršyti šiandienines sąlygas Žemės aplinkoje. Šie rezultatai galėtų būti naudojami planetų atmosferų modeliuose, detaliau vertinant žvaigždžių įtaką joms. Tokie įvertinimai taip pat padės atsirinkti planetas, vertas detalesnių stebėjimų, siekiant suprasti tiek tų planetų tinkamumą gyvybei, tiek ankstyvąją Žemės jaunystę ir gyvybės užsimezgimą pas mus. Tyrimo rezultatai publikuojami Science Advances.

***

Gyvybė Visatoje greičiausiai egzistuoja ne tik Žemėje. Bet protinga gyvybė – kitas klausimas. Event Horizon kanale John Michael Godier kalbina planetų mokslininką Januszą Petkowskį apie protingos (ir ne tik) gyvybės galimybes:

***

Hidros V ir jos priešmirtiniai ratilai. Kairėje – keturių nuotraukų montažas, atskiros nuotraukos dešinėje. 12CO ir 13CO yra anglies monoksido atmainos su skirtingais anglies izotopais, 2-1 ir 3-2 žymi skirtingus elektronų energijos šuolius, kurie dominuoja skirtingo tankio bei temperatūros dujose. Šaltinis: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO)/S. Dagnello (NRAO/AUI/NSF)

Hidros V yra Saulės masės žvaigždė, baiginėjanti savo gyvenimą. Dabartinė jos evoliucinė stadija vadinama asimptotine milžinių seka (Asymptotic Giant Branch, AGB). Tokios žvaigždės pučia stiprius vėjus; teoriniai modeliai prognozuoja, kad per maždaug 100 tūkstančių metų jos daugmaž tolygiai nusimeta 20-30% masės ir suformuoja planetinius ūkus, o likusi žvaigždės dalis tampa baltąja nykštuke. Bet detalūs Hidros V stebėjimai atskleidžia kitokį, sudėtingesnį vaizdą: žvaigždė medžiagą nusimetinėja toli gražu netolygiai. Nuotraukoje galima išskirti šešis žiedus, kurie susiformavo per paskutinius 2100 metų. Jie matomi analizuojant skirtingų anglies monoksido izotopinių atmainų (variacijų, kur anglies atomai turi skirtingą neutronų skaičių branduolyje) bei skirtingų elektronų energijos šuolių spinduliuotę – tai rodo, kad dujų tankis skirtinguose žieduose nevienodas. Vadinasi, žvaigždė ne tik išmetinėja medžiagą pliūpsniais, bet ir kiekvienas pliūpsnis yra vis kitoks.

***

Spinduliuotės slėgio svarba aktyviuose branduoliuose. Aktyvų galaktikos branduolį sudaro supermasyvi juodoji skylė ir aplink ją besisukantys dujų srautai. Dalis dujų susitelkusios į debesis, kurie laksto dideliais greičiais, todėl stebint iš šalies jų spektro linijos išsiplečia. Dėl šios priežasties ta aktyvaus branduolio dalis vadinama plačiųjų linijų regionu. Išmatavus debesų judėjimo greitį bei regiono spindulį (tą galima padaryti reverberacijos metodu – stebint, kiek laiko praeina, kol debesys sureaguoja į spinduliuotės pokyčius arčiau centro), galima apskaičiuoti ir juodosios skylės masę. Visgi šiame skaičiavime reikia įtraukti dar vieną daugiklį, vadinamą virialiniu faktoriumi. Jis dažniausiai yra didesnis už vienetą; kitaip tariant, vertinant tiesiogiai pagal debesų judėjimo greitį gaunama juodosios skylės masė, mažesnė už tikrąją. Paprastai manoma, kad neatitikimą lemia geometriniai efektai – debesų orbitos nėra visiškai apskritiminės, į sistemą žiūrime ne visai iš šono, ir panašiai. Visgi naujame tyrime daroma išvada, kad plačiųjų linijų regiono dinamikai labai svarbus ir spinduliuotės slėgis, atsveriantis dalį juodosios skylės gravitacijos. Tyrėjai išnagrinėjo beveik dviejų tūkstančių kvazarų – ypatingai ryškių aktyvių branduolių – spektrus bei jų kitimą laikui bėgant. Detaliai modeliuodami spektro pokyčius bei dujų jonizacijos lygį, jie nustatė centrinių juodųjų skylių mases keliais metodais ir išsiaiškino virialinio faktoriaus vertę. Paaiškėjo, kad virialinis faktorius didesnis tose sistemose, kur juodoji skylė medžiagą ryja sparčiau, taigi ten, kur stipresnė spinduliuotė ir jos slėgis. Be to, virialinis faktorius, gaunamas matuojant plačiųjų linijų regiono savybes pagal jonizuotos geležies spinduliuotę, beveik visada yra didesnis, kartais net keletą kartų, nei analogiškas faktorius, gaunamas matuojant neutralaus vandenilio dujas. Jonizuota geležis geriau sugeria aktyvaus branduolio spinduliuotę, tad šioms dujoms spinduliuotės slėgio poveikis turėtų būti didesnis. Šie atradimai padės geriau suprasti juodųjų skylių poveikį aplinkai ir tiksliau vertinti jų mases. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal.

***

Aktyvios galaktikos stabdo žvaigždėdarą. Skaitmeniniai modeliai, kuriais nagrinėjama daugelio galaktikų evoliucija per visą Visatos gyvenimą, rodo, jog aktyvių branduolių grįžtamasis ryšys yra labai svarbus galaktikų evoliucijos veiksnys. Jo neįtraukus, modeliuose gaunamos galaktikos, palyginus su realiomis, turi per daug žvaigždžių ir per sparčiai jas formuoja šiuo metu, beveik 14 milijardų metų po Didžiojo sprogimo. Visgi tikslus supratimas apie aktyvaus branduolio poveikį žvaigždėdarai nėra iki galo aiškus; be to, stebint realias galaktikas nėra pastebėta jokio aiškaus ryšio tarp galaktikos aktyvumo ir žvaigždėdaros joje sulėtėjimo. Kodėl taip yra? Koks iš tiesų šis ryšys? Naujame tyrime bandoma į klausimą atsakyti nagrinėjant tiek trijų didelių skaitmeninių modelių prognozes, tiek gausių stebėjimų duomenis. Duomenų analizei tyrėjai pritaikė mašininio mokymo algoritmus, kuriais identifikavo pagrindinius skirtumus tarp galaktikų, formuojančių žvaigždes ir šį procesą jau baigusių. Taip paaiškėjo, kad esminis kriterijus, atskiriantis dvi galaktikų grupes, yra centrinės supermasyvios juodosios skylės masė. Kuo ji didesnė, tuo daugiau šansų, kad galaktika žvaigždžių nebeformuoja. Ši tendencija matoma tiek modeliuose, tiek realių galaktikų imtyje. Kitos galaktikų savybės, koreliuojančios su žvaigždėdaros sparta, panašu, koreliuoja tik dėl to, kad turi ryšį ir su juodosios skylės mase. Pašalinus šio ryšio įtaką, koreliacija su žvaigždėdara išnyksta. Taip pat pastebėta, kad realiose galaktikose žvaigždės formuotis nustoja labiau ne todėl, kad jose baigiasi tankios dujos, o todėl, kad tankioms dujoms tampa sudėtinga susitraukti. Greičiausiai taip nutinka dėl išaugusios dujų turbulencijos. Šią tendenciją atkuria du iš trijų nagrinėtų modelių. Abi pastebėtos tendencijos rodo, kad žvaigždėdarą tikrai stabdo aktyvūs branduoliai, tačiau svarbus jų ilgalaikis poveikis. Juodajai skylei augant išskiriama energija laikui bėgant padidina dujų turbulenciją ir sulėtina žvaigždėdarą, nors trumpalaikio poveikio kiekvieno aktyvumo epizodo metu ir nematyti. Šis atradimas padės pagerinti aktyvių branduolių grįžtamojo ryšio receptus skaitmeniniuose modeliuose bei geriau suprasti centrinių juodųjų skylių ir jų galaktikų sąveiką. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Tolimiausia žvaigždė. Tolimiausia žvaigždė, kurią galime matyti plika akimi, nutolusi apie porą kiloparsekų, arba ketvirtį atstumo nuo mūsų iki Paukščių Tako centro. Per teleskopus, aišku, galima identifikuoti daug toliau esančias žvaigždes, toli gražu ne vien mūsų Galaktikoje. O kai netikėtai sutampa tolimos žvaigždės ir arčiau esančio galaktikų spiečiaus padėtys, įmanoma įžiūrėti žvaigždę, kurios šviesa iki mūsų keliavo didžiąją dalį Visatos amžiaus. Būtent apie tokį tolimiausios žvaigždės rekordą paskelbta praeitą savaitę. Aptikti šią žvaigždę, pavadintą Earendeliu pagal senovės anglų kalbos žodį, reiškiantį „aušrinę žvaigždę“ arba „kylančią šviesą“, pavyko dėl gravitacinio lęšiavimo. Taip vadinamas reiškinys, kai arčiau esančio objekto gravitacija iškreipia tolimesnio šviesą, sklindančią mūsų link, todėl tolimesnis objektas atrodo didesnis ir ryškesnis. Tyrinėdami labai tolimą galaktiką, kurios atvaizdas dėl gravitacinio lęšiavimo ištemptas į arką, mokslininkai aptiko vieną žvaigždę, kurios šviesis laimingo atsitiktinumo dėka padidintas daugiau nei tūkstantį kartų. Tikslus šviesio padidėjimas priklauso nuo lęšiuojančio spiečiaus galaktikų savybių, kurios nėra visiškai aiškios. Tyrėjai įvertino kelis galimus lęšio modelius, pagal kuriuos žvaigždės šviesis galėjo padidėti nuo 1400 iki 8400 kartų. Žvaigždės masė turėtų būti bent 50 kartų didesnė, nei Saulės, o šviesis – milijonus kartų didesnis. Tokios masyvios žvaigždės aplinkinėje Visatoje yra retenybė, bet pirmosios Visatos žvaigždės greičiausiai buvo vidutiniškai masyvesnės už šiandienines. Kodėl teigiama, jog tai žvaigždė, o ne, pavyzdžiui, nedidelis žvaigždžių spiečius? Tie patys lęšio modeliai leido įvertinti ir didžiausią įmanomą objekto spindulį, kuris neviršija 0,36 parseko, tuo tarpu mažiausio žinomo žvaigždžių spiečiaus spindulys yra 0,7 parseko. Tiesa, labai tikėtina, kad Earendelis iš tiesų yra dvinarė ar daugianarė žvaigždė, nes masyvios žvaigždės dažniausiai būna tokios. Kita vertus, masyviose daugianarėse sistemose dažniausiai viena žvaigždė dominuoja ir pagal masę, ir, juo labiau, pagal šviesį; taigi Earendelio šviesa beveik neabejotinai sklinda iš vienos žvaigždės. Šviesa iki mūsų keliavo 12,8 milijardo metų; kai ši žvaigždė egzistavo (o egzistavo ji palyginus trumpai – kelis milijonus metų), Visatos amžius tesiekė mažiau nei milijardą metų. Šiandieninis atstumas iki žvaigždės viršija 8,5 gigaparseko, arba 28 milijardus šviesmečių; tuo metu, kai jos šviesa buvo išspinduliuota, Earendelį nuo tuometinės Paukščių Tako padėties skyrė kiek daugiau nei vienas gigaparsekas arba keturi milijardai šviesmečių. Šis atradimas padės daug geriau suprasti, kokios buvo pirmosios žvaigždės Visatoje. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature; viešai prieinamą straipsnio PDF versiją rasite čia.

***

Rejonizacijos epochos skaitmeninis modelis. Po Didžiojo sprogimo Visatos medžiaga kurį laiką buvo jonizuota – elektronai lakstė laisvai nuo protonų ar helio branduolių (kitų elementų praktiškai nebuvo). Praėjus 380 tūkstančių metų, įvyko rekombinacija – elektronai ir protonai susijungė į neutralius atomus. Dar po kelių šimtų milijonų (nebe tūkstančių) metų susiformavo pirmosios žvaigždės, kurių spinduliuotė po truputį vėl atplėšė elektronus nuo protonų. Šis procesas vadinamas rejonizacija. Gerai žinoma, kad jis baigėsi – kitaip tariant, tarpgalaktinėje erdvėje nebeliko didelių neutralaus vandenilio regionų – praėjus mažiau nei milijardui metų po Didžiojo sprogimo. Bet daugybė kitų detalių apie rejonizacijos epochą lieka neaiškios. Kada ji prasidėjo? Kokio dydžio žvaigždžių telkiniai – mažytės galaktikos, o gal kaip tik didžiausios – paskleidė daugiausiai jonizuojančių fotonų? O gal apskritai už žvaigždes svarbesnis fotonų šaltinis buvo aktyvūs galaktikų branduoliai? Atsakyti į šiuos klausimus padės James Webb teleskopas bei keli kiti, kuriuos planuojama paleisti iki dešimtmečio pabaigos. Bet kad galėtume gerai interpretuoti teleskopų gaunamus duomenis, reikia gerinti ir teorinį supratimą apie rejonizacijos eigą Visatoje. Toks yra naujo didelio skaitmeninio modelio, Thesan, tikslas. Iš pirmo žvilgsnio šis modelis, apimantis maždaug 100 megaparsekų kraštinės ilgio kubą ir sekantis, kaip jame formuojasi pirmosios galaktikos bei spiečiai, kaip žvaigždžių spinduliuotė paveikia aplinkinę materiją, atrodo panašus į kitus kosmologiniais vadinamus skaitmeninius modelius. Bet siekdami išsiaiškinti būtent rejonizacijos proceso eigą, tyrėjai į šį modelį įtraukė naujus galaktikų formavimosi, dulkių formavimosi bei judėjimo ir spinduliuotės sąveikos su materija receptus. Kitiems kosmologiniams modeliams šie receptai nėra tokie svarbūs, bet jie visi turi ypatingai didelę įtaką rejonizacijai. Be to, modelio evoliucija pradedama sekti nuo pat rekombinacijos, atsisakant kituose modeliuose dažnai daromo pagreitinimo, pirmų šimto milijonų metų evoliuciją įvertinant tik apytikriai. Pagrindinis rezultatas – Visatos rejonizacija vyko gana tolygiai ir truko nuo 450 iki 950 milijonų metų po Didžiojo sprogimo. Taip pat modelis duoda prognozių apie pirmųjų galaktikų savybes, neutralaus vandenilio telkinių pasiskirstymą rejonizacijos metu ir kitus dalykus, kuriuos jau netrukus galės patikrinti James Webb teleskopas bei kiti. Taigi Thesan prognozių patikrinimo laukti turbūt neteks labai ilgai. Pirmąsias tyrimo publikacijas rasite projekto tinklalapyje.

***

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

Laiqualasse

2 komentarai

  1. O kodėl mirštanti žvaigždė nusimetinėja sluoksnius? Žinau, jog žvaigždės vis labiau metalingėdamos traukiasi, ar čia toks savotiškas atsimušimas to traukimosi nuo jos pačios vidaus? Ar tiesiog pradeda vėjai pūsti viduje žvaigždės. Tarp kitko, kilo klausimas, kaip susiformuoja galaktikos? Iš milžiniško debesies visatos pradžioje ir daugiau jų neatsiranda, tiesiog palengva eikvoja savo žvaigždes?

    1. Dėl sluoksnių nusimetimo: šiek tiek susiję su susitraukimu, bet jis labiau ne tiesiog dėl metalingumo augimo, o dėl to, kad vis prasideda ir paskui nutrūksta termobranduolinės reakcijos išoriniuose žvaigždės sluoksniuose (žargoniškai „shell burning“). Joms vykstant, žvaigždė pučiasi į milžinę, sustojus – susitraukia. Bet vėjas pučia ir toliau, todėl išoriniai sluoksniai, kurie nespėja susitraukti, nupučiami.

      Dėl galaktikų – daugmaž taip. Galaktikos užsimezgė Visatos pradžioje ir rimtai formavosi pirmus kelis šimtus milijonų metų. Vėliau kaip ir nebeliko medžiagos naujoms galaktikoms susiformuoti. Tiesa, yra toks dalykas, kaip tidal dwarf galaxies, kurios lyg ir susiformuoja iš medžiagos, kurią iš vienos galaktikos atplėšia praskrendanti kaimynė, bet nežinau, kiek šis procesas patvirtintas, o kiek – tik spekuliacija.

Leave a Reply

El. pašto adresas nebus skelbiamas. Būtini laukeliai pažymėti *