Kąsnelis Visatos DXXXII: Jupiteriai

Saulės sistemoje turime dvi planetas-milžines: Saturną ir Jupiterį. Atradus pirmąsias egzoplanetas paaiškėjo, kad jupiterių būna labai įvairių – nuo visiškai prie pat žvaigždės besisukančių karštųjų iki nutolusių šimtus kartų toliau, nei Žemė nuo Saulės. Praėjusios savaitės naujienose randame tyrimų apie visus tris tipus. Mūsų Jupiterio augimo istorija nėra iki galo aiški; naujame tyrime teigiama, kad jis migravo gana didelį atstumą, ir tuo laikotarpiu prisikaupė daug sunkesnių už helį cheminių elementų. Kalbant apie karštuosius jupiterius, viename jų atrasti uolienų garai ir, greičiausiai, lavos lietūs; kitame – vandens ir anglies monoksido garų spinduliuotė. Toli nuo žvaigždžių planetos irgi formuojasi – tai rodo, kad bent kartais formavimuisi reikšmingi gravitaciniai nestabilumai pačiame protoplanetiniame diske. Kitose naujienose – iš Žemės garuojantis helis, žvaigždėdaros efektyvumas praeityje ir dabar bei tolimiausia galaktika. Gero skaitymo!

***

Helis garuoja iš Žemės. Kai Žemė formavosi, aplink ją dar buvo Saulės protoplanetinis diskas, sudarytas iš įvairiausių cheminių elementų. Dalis tų elementų, net ir lakių dujų, pateko ir į Žemę. Vienas jų buvo helis-3 – elemento atmaina, kurios branduolyje yra ne du neutronai, kaip įprastai, o tik vienas. Helis-3 atsirado netrukus po Didžiojo sprogimo; kitų natūralių jo šaltinių praktiškai nėra (helis-3 yra vienas iš tarpinių produktų žvaigždžių centruose vykstant termobranduolinėms reakcijoms, tačiau greitai tampa heliu-4 ir į žvaigždės išorę nepatenka). Jau seniai žinoma, kad iš Žemės gelmių kai kur sunkiasi helis-3; per metus jo išgaruoja apie du kilogramus. Naujame tyrime nagrinėjama, kaip helis-3 gali būti pasiskirstęs Žemės gelmėse. Tyrimo autoriai įtraukė helio-3 evoliuciją į Žemės formavimosi modelį, kuriame nagrinėjama planetos ankstyvoji raida, nuo uolienų kritimo į augančią planetą iki plutos sustingimo. Gauti rezultatai rodo, kad daugiausiai helio-3 susigėrė į Žemės mantiją – 100-1000 milijardų tonų; tačiau branduolyje taip pat susikaupė bent keli milijardai tonų. Tolesnę evoliuciją tyrėjai sekė kitu modeliu, kuriame vertinama medžiagos apykaita tarp branduolio ir mantijos. Pagal šį modelį mantijoje buvęs helis išgaravo santykinai greitai – per mažiau nei šimtą milijonų metų po planetos susiformavimo, mantijoje liko tik keli milijonai tonų helio-3. Vėlesniais laikais jo šiek tiek pagausėjo, nes helis-3 po truputį garuoja iš branduolio. Tikėtina, jog ateityje helio-3 kiekis mantijoje pasieks pusiausvyrą: keliolika milijonų tonų šių dujų nuolat garuos iš planetos, bet tokiu pačiu greičiu jas papildys dujos, ateinančios iš branduolio. Tokia būsena greičiausiai tęsis iki tol, kol Žemę sudegins po kelių milijardų metų išsiplėsianti Saulė. Šie rezultatai padės geriau suprasti ne tik dabartines Žemės branduolio ir mantijos savybes ir medžiagos apykaitą tarp jų, bet ir patikslinti helio-3 kiekį Saulę formavusiame tarpžvaigždinės medžiagos ūke. O tai, savo ruožtu, gali padėti geriau suprasti pirmykštės nukleosintezės – cheminių elementų formavimosi netrukus po Didžiojo sprogimo – eigą. Tyrimo rezultatai publikuojami žurnale Geochemistry, Geophysics, Geosystems.

***

Shackleton krateris ir kita Mėnulio pietų ašigalio aplinka. Šaltinis: NASA, Arizona State U., Lunar Reconnaissance Orbiter

Ši nuotrauka, reikia pripažinti, atrodo labai keistai. Lyg ir šiek tiek „išplaukusi“, lyg ir su pereinančiais šešėliais. Bet Mėnulyje nėra atmosferos, kuri šešėlius sušvelnintų. Bet šitie šešėliai nėra momentiniai – jie užfiksuoti per šešis mėnesius, arba šešias Mėnulio paras. Lunar Reconnaisance Orbiter zondas reguliariai fotografavo Mėnulio pietų ašigalio regioną, o sujungus nuotraukas gautas vaizdas, rodantis, kokią laiko dalį apšviestos skirtingos vietose. Pačiuose pietuose esantis Shackleton krateris (centre; tikslus pietų ašigalis yra maždaug ties kairiuoju kraterio kraštu), kaip matome, beveik visą laiką visas skendi tamsoje. Tas pat galioja ir daugeliui aplinkinių kraterių, o viršukalnės – priešingai – beveik visą laiką apšviestos. Ateityje šios vietos bus labai naudingos tyrimų stotims ir kolonijoms: kraterių dugne yra daug vandens ledo, o viršukalnėse bus labai patogu įrengti Saulės baterijas.

***

Protuberantų temperatūra. Iš Saulės kartais iškyla protuberantai – plazmos kilpos, genamos magnetinių laukų. Jie pakyla į vainiką – mažo tankio bet ypatingai karštos plazmos zoną. Protuberanto evoliucija priklauso nuo jį valdančių jėgų, o pastarąsias apskaičiuoti padeda tikslūs plazmos temperatūros matavimai. Būtent tą neseniai pirmą kartą pavyko padaryti. Pasitelkę ALMA submilimetrinių bangų teleskopą Čilėje bei Vroclavo universiteto regimųjų spindulių Saulės teleskopą, tyrėjai nustatė 2018 metų balandį vykusio išsiveržimo plazmos temperatūrą. Paaiškėjo, kad ją vienodai gerai galima įvertinti abiejuose spinduliuotės ruožuose. Plazma bent šiame protuberante buvo įkaitusi iki 6000-7000 kelvinų temperatūros – kiek daugiau, nei Saulės paviršiuje esantys 5700 laipsnių. Greičiausiai ji įkaito dėl magnetinio lauko perduotos energijos. Taip pat pastebėta, kad protuberanto pagrindinę ašį supa daugybė „spyglių“ – mažesnių, bet vis tiek reikšmingų medžiagos iškyšulių. Akivaizdu, kad jų formą palaiko magnetinis laukas. Slėgis to padaryti tikrai negali, nes Saulės vainiko tankis tik apie dešimt kartų mažesnis, nei protuberantų, o temperatūra – daugiau nei šimtą kartų aukštesnė. Šis atradimas, kaip ir daugybė kitų, susijusių su mūsų žvaigžde, padės geriau prognozuoti kosminius orus. Tyrimo rezultatai publikuojami dviejuose straipsniuose; pirmąjį rasite arXiv, antrąjį – The Astrophysical Journal Letters.

***

Jupiterio augimo istorija. Jupiteris yra didžiausia Saulės sistemos planeta, daugiausiai sudaryta iš dujų – vandenilio ir helio. Tuo jis panašus ir į Saulę, bet visgi jų cheminė sudėtis skiriasi. Jupiteryje cheminių elementų, sunkesnių už helį (astronomai juos visus vadina „metalais“) yra apie tris kartus daugiau, nei Saulėje. Galimi du paaiškinimai, kodėl taip nutiko. Vienas – kad protoplanetinio disko medžiaga, iš kurios formavosi Jupiteris, buvo metalingesnė, nei Saulę formavusi medžiaga (pavyzdžiui todėl, kad Saulė jau spėjo dalį lengviausių elementų išpūsti). Antras – kad į augantį Jupiterį krito daug planetesimalių – didžiulių uolienų, kurios netapo planetomis – ir taip padidino jo metalingumą. Dažnai manoma, kad pastarasis modelis negali paaiškinti Jupiterio metalingumo, nes planetoms augant, į jas planetesimalių krenta vis mažiau (diske aplink planetą nelieka uolienų). Bet naujame tyrime parodyta, kad įtraukus planetos migraciją, situacija gerokai pasikeičia. Tyrėjai sumodeliavo planetos augimą ir migraciją protoplanetiniame diske, artėjant prie Saulės. Jie nustatė, kad jei Jupiteris pradėjo formuotis maždaug 20 astronominių vienetų atstumu (maždaug ten, kur dabar yra Uranas), tai migruodamas artyn prie Saulės galėjo „suvalgyti“ tiek planetesimalių, jog jos praturtintų planetos atmosferą sunkiais elementais iki stebimų verčių. Tiesa, tam reikėtų, kad išorinis Jupiterio sluoksnis – maždaug 20% planetos masės – nebūtų susimaišęs su gilesniais. Tokiu atveju gelmių cheminė sudėtis būtų gerokai kitokia, nei išorės. Ankstesni modeliai taip pat rodė, kad gilūs Jupiterio sluoksniai prastai sumišę su išoriniais, bet nebuvo aišku, kokia šių regionų masė. Iš šio rezultato galima daryti išvadą, kad Jupiteris greičiausiai migravo reikšmingą atstumą dar augdamas. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal Letters.

***

Plutono paviršių formavo ledikalniai. Iki New Horizons vizito 2015 metais astronomai galvojo, kad Plutonas yra vientisas ledo ir uolienų rutulys, kuriame greičiausiai nebus daug įvairovės. Bet nuotraukos, padarytos praskridimo metu, šitą įvaizdį apvertė aukštyn kojomis. Plutono paviršiaus struktūrų įvairovė tiesiog stulbina, kai kurios struktūros nepanašios į jokias kitas Saulės sistemoje. Tarp pastarųjų yra ledinių kalvų regionas į pietus nuo garsiosios „širdies“ (Sputniko lygumos). Naujame tyrime teigiama, kad regioną suformavo palyginus neseniai vykę ledikalnių išsiveržimai. Ledikalniais vadinami ugnikalnių analogai, iš kurių veržiasi vandens ledo ir skysto vandens mišinys. Jie egzistuoja ne vien Plutone, bet ir, pavyzdžiui Cereroje ar net Žemėje. Minėtasis Plutono regionas išskirtinis tuo, jog jame dominuoja keli milžiniški kalnai, o paviršius tarp jų nusėtas netvarkingomis švelniai kylančiomis ir besileidžiančiomis kalvomis. Nei eroziniai, nei tektoniniai ar spinduliniai procesai negali suformuoti tokių kalvų, taigi, tyrėjų nuomone, vienintelė galima kilmė yra minkšto vandens ledo srautai. Plutono paviršiaus atmosferos slėgis yra nykstamai mažas, o temperatūra tokia žema, kad vandens ledas turėtų būti kietas kaip akmuo, tačiau kurį laiką po išsiveržimo ledas išlieka pakankamai minkštas, kad galėtų tekėti ir formuoti kalvas. Visgi kalba eina apie daugiausiai milijonus metų, tikrai ne milijardus. Taigi Plutono gelmėse yra pakankamai šilumos, kad dar palyginus neseniai (geologiniais – ar, šiuo atveju, hadologiniais – masteliais) jame galėjo veržtis ledikalniai. Ankstesni Plutono modeliai prognozavo, kad tos šilumos tikrai negali užtekti; tie modeliai rėmėsi vertinimais, jog ledinės plutos storis skirtingose Plutono vietose gerokai skiriasi, taigi po pluta negali būti skysto vandens vandenyno. Tačiau egzistuoja ir alternatyvus paaiškinimas plutos storio netolygumui: galbūt vandenynas egzistuoja, tačiau plutos apačioje yra mineralų klatratų sluoksnis. Šie mineralai veikia kaip puiki šiluminė izoliacija ir neleidžia ledui ištirpti. Bet kai kur gelmių šiluma gali prasiveržti iki paviršiaus ir taip sukuria ledikalnius. Panašu, kad šis modelis teisingesnis, taigi Plutono gelmės yra šiltesnės, nei manyta iki šiol. Kaip jos išliko tokios šiltos visus puspenkto milijardo metų nuo susiformavimo – atsakymo kol kas neturime. Bet tai tik dar sykį įrodo, jog ir nykštukinės planetos, tokios kaip Plutonas, slepia daug įvairiausių įdomybių. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Communications.

***

Toli besiformuojanti planeta-milžinė. Kaip formuojasi planetos? Pagrindinis modelis šiais laikais yra vadinamasis „šerdies akrecijos“ (core accretion) modelis, pagal kurį planetos prasideda nuo dulkių protoplanetiniame diske, kurios jungiasi tarpusavyje ir auga į vis didesnes uolienas. Galiausiai uolienos išauga tiek, kad jų gravitacija tampa reikšminga ir padeda pagauti kitas uolienas, o gal net ir didelį dujų kiekį – taip, atitinkamai, formuojasi uolinės ir dujinės planetos. Pagal šį modelį planetos turi pradėti formuotis centrinėje disko dalyje, ne toliau nei kelios dešimtys astronominių vienetų nuo žvaigždės (1 AU yra vidutinis atstumas tarp Saulės ir Žemės, maždaug 150 milijonų kilometrų). Didesniu atstumu tiesiog nėra pakankamai dulkių, kad procesas galėtų prasidėti. Nebent disko dujos, veikiamos savo pačių gravitacijos, ima telktis į sankaupą, kurioje ir dulkių koncentracija tampa užtektina planetos augimui. Toks scenarijus yra alternatyvaus, gravitacinio nestabilumo, modelio pagrindas. Ir dabar atrastas kol kas geriausias įrodymas, jog bent kartais šis procesas irgi yra svarbus planetų formavimuisi. Tai vyksta sistemoje Vežėjo AB – vos dviejų milijonų metų amžiaus žvaigždėje, kurią nuo mūsų skiria 160 parsekų. Jos protoplanetiniame diske matyti daugybė įvairių struktūrų. Dar 2007 metais viena jų identifikuota kaip galima auganti planeta, tačiau duomenų tikslumo nepakako, kad būtų galima atmesti alternatyvius paaiškinimus. Per 13 metų laikotarpį reguliariai Hubble teleskopu darytos nuotraukos atskleidė sankaupos judėjimą, kuris atitiko orbitinį judėjimą. Tai leido tyrimo autoriams pagrįstai teigti, jog matoma sankaupa yra planeta, nutolusi beveik 100 AU nuo žvaigždės. Be to, naujausios nuotraukos atskleidžia dar porą galimų planetų formavimosi vietų 430-580 AU atstumu nuo žvaigždės. Jei 100 AU atstumu augančią planetą dar įmanoma paaiškinti šerdies akrecijos modeliu, nors ir sunkiai, tai 430-580 AU atstumu dulkių telkimasis tikrai negali prasidėti pats savaime. Vadinasi, ten beveik neabejotinai vyksta disko gravitacinio nestabilumo sukeltas sankaupų augimas. Šis atradimas padės suprasti tiek planetų formavimosi procesų įvairovę, tiek ir Saulės sistemos praeitį. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Astronomy.

***

Orai karštuosiuose jupiteriuose. Kai kurios dujinės egzoplanetos yra taip arti savo žvaigždžių, kad įkaista iki gerokai aukštesnių temperatūrų, nei bet kuri planeta Saulės sistemoje. Tokios egzoplanetos vadinamos karštaisiais jupiteriais. Aukšta temperatūra išpučia planetą, dėl to ją darosi lengviau aptikti ir nagrinėti jos savybes. O tos savybės dažnai būna tikrai ekstremalios. Dviejuose naujuose tyrimuose pristatomi karštųjų jupiterių atmosferų tyrimai, atskleidžiantys tiek keistus debesis, tiek netikėtą temperatūros kitimą leidžiantis gilyn. Pirmajame darbe nagrinėjama planeta WASP-178b, nuo mūsų nutolusi apie 400 parsekų. Mokslininkams pavyko išmatuoti atmosferos savybes dieninėje jos pusėje. Ten aptikti silicio monoksido garai. Planetoje pučia 3000 km/h greitį viršijantys vėjai, kurie maišo dujas tarp dieninės ir naktinės pusės. Nors naktinės atmosferos išmatuoti nepavyko, skaičiavimai rodo, kad ten temperatūra turėtų atvėsti tiek, kad silicio monoksidas susikondensuoja į uolienas ir iškrenta lietumi arba kruša. Kitoje planetoje, 120 parsekų atstumu nutolusioje KELT-20b, aptiktas šiluminės inversijos sluoksnis. Taip vadinamas regionas, kuriame, kylant aukštyn, atmosferos temperatūra auga. Žemėje toks sluoksnis yra stratosferoje, 11-48 km aukštyje, kur ozono sugeriama Saulės ultravioletinė spinduliuotė efektyviai kaitina dujas. KELT-20b žvaigždė kaitina planetos atmosferoje esančius metalus, o pats inversijos sluoksnis aptiktas pagal giliau esančių vandens ir anglies monoksido garų spinduliuotę. Anksčiau tokia spinduliuotė nebuvo užfiksuota karštųjų jupiterių atmosferose. Šie atradimai padeda suprasti ne tik konkrečių planetų savybes, bet ir visą egzoplanetų atmosferų įvairovę. Be to, šios įžvalgos leidžia atrasti universalius atmosferoms galiojančius dėsnius ir taip sukurti bendro pobūdžio atmosferų modelius, kurie gali padėti prognozuojant ir Žemės klimatą. Tyrimų rezultatai publikuojami straipsniuose Nature ir The Astrophysical Journal Letters.

***

Paukščių Tako žiedas. Paukščių Takas, kaip ir kai kurios kitos diskinės galaktikos, turi skersę – pailgą struktūrą centre, nuo kurios galų prasideda spiralinės vijos. Bet naujo tyrimo rezultatai rodo, kad skersė, bent jau arti Galaktikos vidurio plokštumos, iš tiesų yra pailgas žiedas. Tokią išvadą mokslininkai padarė, išnagrinėję daugiau nei 30 tūkstančių žvaigždžių orbitas centrinėje Galaktikos dalyje. Žvaigždžių padėtys ir greičiai buvo išmatuoti APOGEE apžvalginių stebėjimų metu. Naujojo tyrimo autoriai apjungė šiuos duomenis su geriausiais šiandieniniais Galaktikos medžiagos pasiskirstymo modeliais; tai leido apskaičiuoti žvaigždžių orbitas. APOGEE duomenys apima ir žvaigždžių amžiaus bei cheminės sudėties įvertinimus, taigi skaičiavimai leido nagrinėti centrinės Paukščių Tako dalies struktūrą, sudalinus ją pagal amžių ir sunkesnių už helį cheminių elementų kiekį (šis dydis vadinamas metalingumu). Taip ir išryškėjo žiedinė struktūra arti Galaktikos vidurio plokštumos. Ją daugiausiai sudaro 4-9 milijardų metų amžiaus žvaigždės, o dauguma – 6-8 milijardų metų. Žiedą sudarančios žvaigždės bendrai paėmus yra jaunesnės ir metalingesnės, nei likusioje skersėje. Tai rodo, kad skersė susiformavo anksčiau – bent prieš septynis milijardus metų, – o vėliau, dujoms vis dar krentant į Galaktikos centrinę dalį, žvaigždės formavosi žiedinėje struktūroje. Iš šių duomenų nepavyko nustatyti, ar ir koks ryšys egzistuoja tarp žiedo bei spiralinių vijų Galaktikos diske, bet gali būti, kad dujos žiedą pasiekė padedamos šių vijų. Ateities teleskopų duomenys padės praplėsti šias žinias ir nustatyti ryšius daug tiksliau. Tyrimo rezultatai publikuojami Astronomy & Astrophysics.

***

Pulsarais matuojamos gravitacinės bangos. Kai susilieja dvi galaktikos, po kelių šimtų milijonų metų susijungia ir jų centrinės supermasyvios juodosios skylės. Šis procesas paskleidžia į aplinką gravitacines bangas, bet jų dažnis per žemas, kad pavyktų aptikti šiandieniniais detektoriais, tokiais kaip LIGO ar Virgo. Vienas būdas nustatyti, kiek apskritai tokių bangų sklinda Visatoje, yra stebėti daugybę pulsarų ir fiksuoti jų žybsnių nukrypimus nuo tikslaus periodiškumo. Pulsarai yra labai sparčiai besisukančios neutroninės žvaigždės – masyvių žvaigždžių liekanos. Pulsaro spinduliuotė daug stipresnė išilgai magnetinės ašies, nei kitomis kryptimis, tačiau magnetinė ašis dažniausiai nesutampa su sukimosi ašimi. Taigi sukdamasis pulsaras šviečia vis į kitą pusę, panašiai kaip švyturys. Jei kartais spinduliuotės srautas atsisuka į mus, matome periodišką šviesio pulsavimą – iš čia ir pavadinimas. Pulsarų sukimasis yra labai pastovus, beveik toks pat tikslus, kaip geriausi šiandieniniai atominiai laikrodžiai. Nukrypimai nuo šio periodiškumo gali rodyti pokyčius pačiuose pulsaruose arba erdvėje tarp jų ir mūsų. Pokyčiai pulsaruose pasireiškia ne vien signalų atėjimo laiko, bet ir signalo stiprumo ar spektro pokyčiais, tad jei pastarųjų nėra, galima teigti, jog pasikeitė erdvė tarp pulsaro ir mūsų; kitaip tariant, pro šalį prasklido gravitacinė banga. Stebint daugybę pulsarų galima susidaryti vaizdą, kokio intensyvumo bangos ir kaip dažnai sklinda Paukščių Take. Dažniausiai šie stebėjimai atliekami antžeminiais radijo teleskopais, bet dabar pirmą kartą analogiška analizė padaryta gama spindulių signalams. Pasinaudoję 12,5 metų trukmės Fermi gama spindulių teleskopo duomenimis, mokslininkai įvertino 35 pulsarų periodiškumą ir nuokrypius nuo jo. Gautas rezultatas – vienų metų periodo gravitacinių bangų fonas nesukelia erdvės pokyčių, didesnių nei viena šimta-trilijonoji dalis (kitaip tariant, atstumas iki Saulės dėl šių bangų pakinta ne daugiau nei pusantro milimetro). Jei tipinės bangos yra aukštesnio dažnio, jų poveikis galėtų būti didesnis; jei mažesnio – mažesnis. Radijo bangų matavimai rodo keletą kartų mažesnį gravitacinių bangų poveikį, taigi vieni ir kiti rezultatai atitinka tarpusavyje. Svarbu ir tai, kad gama spinduliuotę daug mažiau paveikia tarpžvaigždinė medžiaga, nei radijo bangas, todėl Fermi užfiksuotas signalas yra mažiau „triukšmingas“. Laikui bėgant, surenkama vis daugiau duomenų, tad galimo gravitacinių bangų poveikio įvertinimas tampa vis tikslesnis. Tyrimo autorių vertinimu, norint pasiekti tokį jautrumą, kokį pasiekia dabartiniai pulsarų stebėjimai radijo diapazone, reikės penkerių metų papildomų Fermi teleskopo duomenų. Tada radijo ir gama duomenys galės būti naudojami bendrai, dar tikslesnei, analizei. Tyrimo rezultatai publikuojami Science.

***

Praeityje žvaigždės formavosi efektyviau. Šiandieninėje Visatoje galaktikas galima suskirstyti į tris grupes pagal žvaigždžių formavimosu spartą. Dalis galaktikų priklauso vadinamajai pagrindinei sekai, kur žvaigždėdaros sparta proporcinga dabartinei galaktikos žvaigždžių masei. Nemaža dalis yra „ramios“ – jose žvaigždės formuojasi šimtus kartų lėčiau. O kai kurios – nedidelė dalis – yra žvaigždėdaros žybsnio galaktikos, kuriose žvaigždės gimsta apie dešimt kartų sparčiau, nei pagrindinėje sekoje. Nors tokių galaktikų nėra daug, jose formuojasi maždaug penktadalis visų šiuo metu Visatoje atsirandančių žvaigždžių. Kodėl įvyksta žvaigždėdaros žybsniai, iki galo neaišku, bet naujame tyrime aiškiai parodoma, jog praeityje jie buvo dažnesni. Mokslininkai ištyrė daugiau nei 20 tūkstančių galaktikų, kurių šviesa iki mūsų keliavo 11,7-13 milijardų metų (dabartinis Visatos amžius yra 13,7 milijardo). Galaktikų žvaigždžių masės siekė nuo kelių šimtų tūkstančių iki dešimčių milijardų Saulės masių. Suskirsčius galaktikas pagal stebėjimo laiką pastebėta, kad tiek pagrindinė seka, tiek žvaigždėdaros žybsnio galaktikos egzistavo visais laikais, bet praeityje jų buvo daugiau. Tarp milijardo ir daugiau Saulės masių galaktikų žvaigždėdaros žybsniai vyksta bent 20%, o tarp seniausių – net 40%. Šiose galaktikose atitinkamai formavosi 60-90% visų tuo metu gimusių žvaigždžių. O štai mažose galaktikose, kuriose vyksta žybsniai, vidutinis žvaigždžių amžius yra panašus į tipinę žvaigždėdaros žybsnio trukmę. Tai reiškia, kad tos galaktikos faktiškai formuojasi būtent stebėjimo metu, ir daro tą energingu žybsniu. Įdomu, kad aptiktų tendencijų visiškai neprognozuoja skaitmeniniai modeliai, kuriais sekama Visatos struktūrų evoliucija. Gali būti, kad žvaigždėdaros žybsniai kyla dėl procesų, vykstančių mažesniais masteliais, nei išskiriami šiuose modeliuose. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Tolimiausia galaktika. Kada atsirado pirmosios galaktikos? Atsakymo kol kas neturime. Gana gerai žinoma, kad galaktikų negalėjo būti pirmus šimtą milijonų metų po Didžiojo sprogimo – tiesiog nepakako laiko medžiagai susitelkti į sankaupas, kurios nors kiek primintų šiandienines galaktikas. Maždaug tuo metu pradėjo formuotis pirmosios žvaigždės, taigi jau buvo ir didelių medžiagos telkinių. Bet kol kas šis procesas dar toli gražu neišaiškintas. Viena priežastis – tolimos galaktikos yra labai blausios, o jų spinduliuotė labai paraudonavusi, todėl jas sudėtinga aptikti. Iki šiol galaktika-rekordininkė buvo GN-z11, kurios vaizdą matome tokį, koks jus buvo praėjus maždaug 400 milijonų metų po Didžiojo sprogimo. Dabar paskelbta apie dvi galaktikas, matomas šimtu milijonų metų anksčiau. Abi galaktikos aptiktos ieškant objektų danguje, kurie šviečia 2-5 mikrometrų ruože, tačiau nešviečia 1,2 mikrometro ir trumpesnių bangų ruože. Šie intervalai atitinka sužadinto vandenilio spinduliuotę, sklindančią iš tokių tolimų galaktikų, kad jų šviesa, iki pasiekdama mus, pailgėja bent 13 kartų. Trumpesnes nei tam tikro ilgio, vadinamo Lymano riba, bangas sugeria dujos pačioje galaktikoje, todėl jų nematome. 2,3 kvadratinių laipsnių plote, kurį aprėpė tyrimų duomenys, aptiktos dvi tokios galaktikos. Visas dangaus skliauto plotas yra apie 41 tūkstantį kvadratinių laipsnių, taigi tokių galaktikų Visatoje gali būti daugybė. Į vieną iš jų mokslininkai nukreipė ALMA submilimetrinių bangų teleskopą ir užfiksavo vieną spektro liniją, kuri leido tiksliau nustatyti atstumą iki galaktikos – jis yra apie 10,2 gigaparseko; galaktikos šviesa iki mūsų keliavo 13,4 milijardo metų. Abi galaktikos turi būti išskirtinai šviesios, kitaip jų nebūtų įmanoma aptikti šiandieniniais teleskopais. Yra dvi galimybės, kaip jos galėtų pasiekti tokį šviesį: arba labai sparčiai formuodamos žvaigždes, arba jei jų centrinės juodosios skylės labai sparčiai ryja medžiagą. Abiem atvejais tai būtų ekstremalūs tokių galaktikų pavyzdžiai, ypač tokiam ankstyvam laikotarpiui. Jei spinduliuotę kuria žvaigždėdara, ji turėtų būti 5-24 kartus efektyvesnė, nei prognozuojama pagal dabartinius modelius. Jei atsakingi aktyvūs branduoliai, jų juodosios skylės turėtų būti bent 100 milijonų Saulės masių – dauguma šių objektų kilmės modelių neprognozuoja tokių masyvių juodųjų skylių taip anksti po Didžiojo sprogimo. James Webb bei kiti naujos kartos teleskopai turėtų aptikti daug daugiau panašių galaktikų, taip pat ir ne tokių šviesių; tai leis suprasti, kokia buvo jų populiacija tais labai ankstyvais laikais ir išsiaiškinti, kaip jos atsirado. Tyrimo rezultatai arXiv: galaktikų atradimas, galimos jų savybės.

***

Ar gali būti, kad Visata yra juodojoje skylėje? Kai kurie argumentai leidžia daryti tokią išvadą. Apie juos pasakoja PBS Space Time:

***

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

Laiqualasse

6 komentarai

  1. Paskaičiau pirminį šaltinį apie Plutoną, 7 kilometrų aukščio kalnai! Daug kaip tokiam nykštukui ir šiaip įspūdingai turėtų atrodyti.

      1. :D Žinau, žinau, kad kuo didesnė gravitacija, tuo žemesni kalnai, nes jų šaknys pradeda lydytis, mat geologiją studijuoju. Baltųjų nykštukių kalnai siekia 0,2m. Tiesiog norėjau pasakyti, jog proporingai 7km ant Plutono atrodo daugiau nei ant Žemės ir šiaip, neteko matyti gyvai 7km ledo kalno.

        1. Tas visiškai tiesa. Spėju, kad kai žmonės nuskris į Marsą, Olimpo kalnas irgi bus įspūdingų vaizdų šaltinis.

  2. Protuberantų temperatūra. Yra klaida:
    Plazma bent šiame protuberante buvo įkaitusi iki 6000-7000 kelvinų temperatūros – kiek daugiau, nei Saulės paviršiuje esantys 5700 laipsnių.
    (ne laipsnių o kelvinų)

Leave a Reply

El. pašto adresas nebus skelbiamas. Būtini laukeliai pažymėti *