Kąsnelis Visatos DXXXIII: Velykinis magnetinis

Su praėjusiomis Velykomis! Praeitos savaitės naujienose nieko išskirtinai šventiško, tačiau pora įrašų susiję su magnetiniais laukais Saulės sistemoje. Vienas jų – apie Merkurijų, kuriame, kaip ir Žemėje, vyksta geomagnetinės audros. Tik jos ne taip gerai matosi, nes Merkurijus neturi atmosferos, taigi ir pašvaisčių. Kitas magnetizmas – Jupiterio aplinkoje, kur didžiausią palydovą Ganimedą su planeta jungia magnetinis tunelis. Nauji tyrimai rodo, kad elektronai šiame tunelyje skrajoja tiek iš palydovo į planetą, tiek priešinga kryptimi. Kitose naujienose – netikėti Neptūno temperatūros pokyčiai, bandymai analizuoti egzoplanetų struktūras iš vos kelių pikselių duomenų ir labai dulkėtas kvazaras Visatos jaunystėje. Gero skaitymo!

***

Geomagnetinė audra Merkurijuje. Merkurijus, panašiai kaip ir Žemė, turi nuosavą magnetinį lauką. Žemėje, kai į magnetosferą pataiko Saulės vėjo sankaupos iš vainikinės masės išmetimų, kyla geomagnetinės audros, sustiprėja pašvaistės. Taip pat sustiprėja ir vadinamoji žiedinė srovė – elektringų dalelių srautas, lekiantis aplink Žemę plačia juosta ties pusiauju. Dabar pirmą kartą aptikta, kad toks pat reiškinys vyksta ir Merkurijuje. Atradimas padarytas analizuojant NASA zondo MESSENGER duomenis. Šis zondas keletą metų tyrė Merkurijų, o misijos pabaigoje sudužo planetos paviršiuje. Būtent paskutiniame misijos etape, 2015 metų balandžį, zondas ne sykį kirto Merkurijaus žiedinę srovę. Balandžio 15 dieną į planetą trenkėsi Saulės vainikinės masės išmetimo pliūpsnis, tad MESSENGER užfiksavo ir srovės pokyčius. Duomenys išnagrinėti tik dabar – tai gerai iliustruoja, kiek ilgai po misijos pabaigos ji dar duoda peno moksliniams atradimams. Mokslininkai aptiko ne tik žiedinės srovės egzistavimą, bet ir jos susispaudimą ir sustiprėjimą Saulės žybsnio metu. Energingesnė srovė paleido dalelių srautus ir link ašigalių. Žemėje tai sukeltų pašvaistes, bet Merkurijaus atmosfera pernelyg reta ir dalelės tiesiog pataikė į planetos paviršių. Kol kas neužfiksuota, ar tokie smūgiai sukelia pastebimų žybsnių, tačiau vien žiedinės srovės pokyčius galima vadinti magnetine audra. Taigi Merkurijus magnetinėmis savybėmis tikrai panašus į Žemę. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Communications.

***

Kuro gamyba Marse. Kai žmonės nuskris į Marsą, jie su savimi galės atsigabenti palyginus nedaug įrangos, mat kiekvienas papildomas kilogramas padidins misijos biudžetą milijonais dolerių. Taigi įvairios kosmoso agentūros ir kompanijos ieško būdų, kaip kuo daugiau reikalingų resursų pasigaminti iš vietinių žaliavų. Viena iš tų žaliavų yra vanduo. Nors Marse skysto vandens (greičiausiai) nėra, vandens ledas daug kur egzistuoja netgi paviršiuje ar visai netoli jo, taigi jį išgauti bus palyginus nesudėtinga. Visgi vandens astronautai naudos daug ir įvairioms reikmėms, tad norėtųsi jį panaudoti kuo efektyviau. Naujas Europos kosmoso agentūros (ESA) vykdomas projektas skirtas būtent vandens panaudojimo efektyvumui didinti: jo tikslas – gaminti kurą iš Marso atmosferos ir nuotekų vandens. Vanduo, padalintas į vandenilį ir deguonį, gali būti naudojamas kaip raketinis kuras; sumaišius su anglies dvideginiu, iš jo galima gaminti metaną, anglies monoksidą ar įvairius alkoholius. Pagrindinė projekto naujovė – fotoelektrocheminė sistema, kuri pašalina nereikalingas priemaišas iš vandens ir išvalo jį prieš vykdant tolesnes reakcijas. Jei po reakcijų lieka vandens perteklius, jį galima grąžinti į žmonių vartojimo sistemą – sistema vandenį išvalo nuo visų teršalų, tiek cheminių, tiek biologinių. Ateityje tokia technologija galėtų būti pritaikyta ne tik Marse ar apskritai kosmose, bet ir Žemėje – vandens valymui, kai kurių cheminių junginių gamybai bei anglies dvideginio pašalinimui iš atmosferos.

***

Jupiterio-Ganimedo magnetinis tunelis. Jupiterio magnetosfera yra daug stipresnė ir daugybę kartų didesnė, nei Žemės. Ji gaubia ir didžiuosius – Galilėjinius – palydovus, o šių sąveika su planetos magnetiniu lauku sukelia įvairių įdomių efektų. Išskirtinė yra sąveika su Ganimedu – šis palydovas vienintelis visoje Saulės sistemoje turi nuosavą magnetinį lauką. Juno zondas, nuo 2016 metų tyrinėjantis Jupiterį, prieš pusantrų metų praskrido tiesiai pro magnetinį tunelį, jungiantį Ganimedą su Jupiteriu; dabar paskelbta šio skrydžio metu surinktų duomenų analizė. Jau seniau buvo žinoma, kad kiekvienas Galilėjinis palydovas sukelia magnetinio lauko perturbacijas, dėl kurių Jupiterio ašigaliuose nuolat švyti taškinės pašvaistės, vadinamos magnetiniais pėdsakais. Nauji stebėjimai padeda suprasti, kaip šie pėdsakai atsiranda ir kodėl jie pasižymi sudėtingomis formomis. Tunelyje Juno užfiksavo stiprų elektronų srautą, kuris atitinka daugiau nei 4000 amperų stiprio srovę. Elektronų srauto galia – beveik trečdalis vato į kvadratinį metrą – atitinka apie 1% Saulės teikiamos galios ties Jupiteriu. Elektronų srautas skrydžio metu truputį kito, tad matuojant tiek jį, tiek pašvaistės pokyčius, pavyko juos susieti vieną su kitu. Atrodo, kad elektronų srautas juda ne viena kryptimi iš Ganimedo į Jupiterį, bet ir priešinga. Srautų susidūrimai gali paaiškinti, kodėl magnetinis pėdsakas nėra vientisas: Jupiterio link artėjantis srautas, susidūręs su pasipriešinimu, subyra į gabalus. Tyrimo rezultatai publikuojami Geophysical Research Letters.

***

Patvirtinta didžiausia kometa. Pernai aptikta kometa C/2014 UN271 iškart atrodė neįprastai didelė. Dabar patvirtinta, kad ji yra didžiausia iš visų iki šiol aptiktų. Kometą mokslininkai aptiko nagrinėdami dar 2014 metais surinktus duomenis apie Saulės sistemos mažuosius kūnus; tuo metu kometa neturėjo uodegos, tad buvo priskirta asteroidų arba nykštukinių planetų kategorijai. Bet netrukus paaiškėjo, kad per trejus metus nuo pirmųjų duomenų surinkimo objektas išsiaugino uodegą, o jo orbita yra labai elipsinė – du požymiai, rodantys jį esant kometa. Atradėjai įvertino, kad kometos skersmuo gali siekti 100-200 kilometrų. Naujojo tyrimo autoriai šių metų pradžioje į kometą nukreipė Hubble teleskopo objektyvą ir gavo daug ryškesnes nuotraukas. Kartu su ALMA teleskopu darytomis nuotraukomis submilimetrinių bangų ruože pavyko apskaičiuoti kometos albedą – atspindimos šviesos dalį. Jis pasirodė esąs maždaug 3,3% – mažesnis, nei anglies, bet panašus į kitų kometų; tiesa, jis gali būti ir truputį didesnis, maždaug 4,4%, jei ALMA duomenyse kometą pritemdo dulkės. Albedas ir ryškis, žinant atstumą iki kometos, leido įvertinti ir jos skersmenį – šis siekia 119 kilometrų net ir didesnio albedo atveju; jei albedas mažesnis, skersmuo gali būti dar didesnis. Bet kuriuo atveju tai reiškia, kad C/2014 UN271 yra didžiausia kada nors aptikta kometa. Antra didžiausia, C/2002 VQ94, turi maždaug 90 kilometrų skersmens branduolį, trečioji – Hale-Bopp – 74 km. Kometa šiuo metu yra apie 20 kartų toliau nuo Saulės, nei Žemė. Tai, kad ji jau dabar turi uodegą, rodo, jog joje esama ypatingai daug lakių medžiagų – ne tik vandens ledo, bet ir anglies dvideginio ar kitų lengvai garuojančių junginių. 2031 metais kometa priartės arčiausiai Saulės, tačiau ir tas nuotolis bus panašus į Saturno orbitos spindulį, tad plika akimi jos tikrai neišvysime. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal Letters.

***

Neptūno temperatūros pokyčiai. Neptūną nuo Saulės skiria 30 kartų didesnis atstumas, nei Žemę. Vidutinė temperatūra ten yra apie -220 laipsnių Celsijaus. Bet ir ten temperatūra kinta, o naujo tyrimo rezultatai atskleidžia netikėtus pokyčius per pastaruosius du dešimtmečius. Maždaug 2005 metais pietiniame Neptūno pusrutulyje prasidėjo vasara; ji tęsis apie 40 Žemės metų. Tyrimo autoriai norėjo išsiaiškinti, kaip Neptūnas šyla pirmąją vasaros pusę, taigi išnagrinėjo daugiau nei šimtą planetos nuotraukų, darytų 2003-2020 metais. Gautas rezultatas buvo visiškai netikėtas – užuot šilęs, Neptūnas ilgą laiką vėso. Nuo 2003 iki 2018 metų vidutinė planetos temperatūra sumažėjo aštuoniais laipsniais. O tada situacija apsivertė – per paskutinius du metus, kurių duomenys buvo prieinami, temperatūra pakilo 11 laipsnių. Kol kas visai neaišku, kas sukėlė tokius staigius ir reikšmingus pokyčius – Neptūno atmosferos savybės, Saulės aktyvumas ar dar kas nors. Tolesni stebėjimai turėtų padėti atsakyti į šį klausimą ir geriau suprasti tolimąją ledinę planetą. Tyrimo rezultatai publikuojami The Planetary Science Journal.

***

Egzoplanetų paviršiaus struktūrų analizė. Kol kas didžioji dalis egzoplanetų atrandamos tik pagal poveikį savo žvaigždėms. Kai kurias pavyksta nufotografuoti tiesiogiai; dažniausiai tai yra labai didelės, labai toli nuo žvaigždžių skriejančios, irba labai jaunos planetos. Bet ir tais atvejais planeta tėra vienas pikselis nuotraukoje, iš kurio galime šį tą spręsti apie planetos dydį, masę, temperatūrą ar orbitą. Per artimiausią dešimtmetį darbą pradės naujos kartos teleskopai – tiek antžeminiai, tokie kaip 30 metrų teleskopas (Thirty Meter Telescope) ar Didysis Magelano teleskopas (Giant Magellan Telescope), tiek kosminiai, kurie leis egzoplanetas tiesiogiai stebėti detaliau. Kartais pasiūloma idėjų, kaip kosminius teleskopus galima būtų paversti beprecedentės raiškos orbitiniu interferometru; tokie įrenginiai galėtų atskleisti nemažai informacijos apie egzoplanetų paviršių. Visgi šiuo metu statomi teleskopai duos, geriausiu atveju, keletą pikselių informacijos apie egzoplanetos paviršių. Ką galima nustatyti iš tokių duomenų? Naujo tyrimo autoriai teigia, kad visai nemažai. Mokslininkai pritaikė mašininio mokymo algoritmą, vadinamą „retuoju modeliavimu“ (angl. sparse modelling), ir apmokė jį atskirti paviršiaus struktūras – vandenį, pliką žemę ir augmeniją – planetos atspindžio spektre. Skirtingo tipo paviršius labai skirtingai atspindi infraraudonuosius spindulius, tad juos įmanoma atskirti net ir planetos duomenyse, kuriuos sudaro vos keletas pikselių. Aišku, reikia atsižvelgti į tai, kad planeta sukasi aplink savo ašį ir skrieja orbita aplink žvaigždę – tai ir buvo pagrindinis modelio tikslas. Patikrinimui, kaip modelis veikia, tyrėjai pritaikė jį Žemei. Paėmę stebėjimų duomenis iš DSCOVR orbitinio zondo, jie sumažino nuotraukų raišką iki tokios, kuri atitinka tikėtiną artimos ateities egzoplanetų stebėjimų kokybę. Metodas sugebėjo atkurti tiek apytikrius žemynų bei vandenynų kontūrus, tiek netgi Sacharos dykumą. Šiame tyrime buvo padaryta prielaida, jog planetos atmosfera visiškai skaidri, be debesų. Debesys apsunkintų duomenų analizę, nes jie nuolat keičia paviršiaus atspindžio spektrą, bet tyrėjai teigia, jog ateities darbuose atsižvelgs ir į šią komplikaciją. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Kiaušinio ūkas, arba RAFGL 2688. Šaltinis: ESA/Hubble & NASA

Velykų proga – Kiaušinio ūkas. Tiesą sakant nežinau, kodėl jis taip vadinasi – nei kiaušinio, nei juo labiau margučio man jis neprimena, bet taip jau kartais būna su astronominiais pavadinimais. Šis ūkas priklauso planetinių ūkų kategorijai – jis susiformavo mirštant į Saulę panašiai žvaigždei. Išoriniai žvaigždės sluoksniai atsiskyrė nuo jos ir sukūrė daugybę kevalų. Taip pat iš žvaigždės, jos liekanos arba dvinarės kompanionės veržiasi čiurkšlės, kertančios ūką įstrižai. Atstumas iki ūko – kiek mažiau nei vienas kiloparsekas, bet tiksliai nežinomas, todėl sunku pasakyti ir jos dydį.

***

Žvaigždėdaros analizė laboratorijoje. Žvaigždėdara prasideda tada, kai tarpžvaigždinių dujų debesis ima trauktis ir byrėti į gabalus. Tai gali nutikti vien dėl paties debesies gravitacijos, bet dažnai prisideda ir išoriniai veiksniai – pavyzdžiui, smūginės bangos. Supernova, sprogusi netoliese, gali suspausti debesies dujas ir pasparti fragmentų atsiradimą. Tokios bangos stebimos realiuose debesyse, jų eiga sekama skaitmeniniais modeliais, bet abu metodai turi trūkumų. Realūs stebėjimai neparodo, kaip banga vystosi, nes procesas trunka pernelyg ilgai; be to, nei stebėjimai, nei skaitmeniniai modeliai nepajėgia atskleisti visų bangos struktūros detalių, kurios gali būti labai sudėtingos. Dabar grupė mokslininkų sukūrė šio proceso analogą laboratorijoje ir patvirtino pagrindinius žinomus bangų sklidimo tarpžvaigždiniuose debesyse dėsningumus. Eksperimente dujų debesį – tiksliau, sutankėjimą jame – atitiko maždaug milimetro skersmens EVA putų rutuliukas, o smūginę bangą sukūrė lazerio impulsu išgarintas anglies mėginys. Garinimas buvo toks staigus, kad mėginys susprogo faktiškai sferiškai. Smūginė banga beveik tiksliai atitiko idealizuotą sprendinį, vadinamą Sedovo-Teiloro smūgine banga; panašiai tarpžvaigždinėje terpėje plinta supernovų smūginės bangos. Visa eksperimento talpa buvo užpildyta žemo slėgio azoto dujomis. Rentgeno spektroskopiniai stebėjimai parodė, kad smūginė banga tikrai suspaudė putų kamuoliuką ir sklido jame tokiu greičiu bei tokia forma, kaip prognozuoja teoriniai modeliai. Modeliuojama situacija buvo gerokai idealizuota, bet ateityje galima bus ją pakeisti vis sudėtingesniais debesies ir smūginės bangos modeliais. Galimai netgi taps įmanoma modeliuoti konkrečias sistemas, atkuriant jų struktūrą ir nagrinėjant, kaip jose turėtų plisti netoliese sprogstančių supernovų smūginės bangos. Nors šiuo tyrimu neatrasta jokių anksčiau nežinotų smūginių bangų savybių, jis parodo, kad tokių procesų analogus laboratorijoje sukurti įmanoma. Ateityje šis metodas papildys vis dar menką, bet nuolat gausėjantį būrį eksperimentų, kurie padeda atsakyti į astrofizikinius klausimus. Tyrimo rezultatai publikuojami žurnale Matter and Radiation at Extremes.

***

Masę praradusios raudonosios milžinės. Žvaigždės, panašios į Saulę, gyvenimo pabaigoje išsipučia į raudonąsias milžines. Skaitmeniniai modeliai rodo, kad milžinė, turinti dvinarę kompanionę, gali netekti reikšmingos dalies masės. Dabar pirmą kartą atlikta sistematiška paieška ir aptiktos kelios dešimtys tokių „sulysusių“ žvaigždžių. Tyrėjai išnagrinėjo daugiau nei 7000 raudonųjų milžinių duomenis, surinktus Keplerio kosminiu teleskopu. Pastarasis, ieškodamas planetų, labai tiksliai fiksavo daugybės žvaigždžių šviesio kitimą. Ši informacija leido nustatyti, kaip milžinėse sklinda vibracijos, o tada – ir jų masę. Taip atrastos septynios žvaigždės, kurių šviesis netikėtai mažas kaip dabartinei masei, ir 32 žvaigždės, kurių masė nesiekia 0,8 Saulės masės. Blausesnės žvaigždės tokios tapo greičiausiai todėl, kad virsdamos milžinėmis neteko šiek tiek išorinių sluoksnių. Juose sukaupta nedaug masės, taigi žvaigždžių masė beveik nepakito, bet sumažėjo spindulys, taigi or šviesis. Mažesnės nei 0,8 Saulės masių žvaigždės negali būti izoliuotos – jei žvaigždės masė buvo tokia nuo gimimo, jos dabartinis amžius būtų didesnis nei Visatos. Taigi šios žvaigždės prarado reikšmingą dalį pradinės masės – kai kurios daugiau nei pusę. Sulysusių žvaigždžių skaičiai atitinka prognozuojamus pagal žinomą dvinarių žvaigždžių statistiką. Šie atradimai ir tolesni sulysusių žvaigždžių stebėjimai padės patikslinti žvaigždžių, panašių į Saulę, struktūros bei evoliucijos modelius. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Astronomy.

***

Supernovos liekana plinta nesferiškai. Supernovų sprogimai yra masyvių žvaigždžių gyvenimo pabaiga, kai išoriniai žvaigždės sluoksniai numetami į šalis milžiniškais greičiais. Pradžioje sprogimas yra beveik tiksliai sferiškas – visomis kryptimis medžiaga išmetama vienodu greičiu, nebent su nedideliais skirtumais išilgai žvaigždės sukimosi ašies ir statmena kryptimi. Bet vėliau plintanti medžiaga susiduria su aplinkinėmis tarpžvaigždinėmis dujomis, todėl supernovos liekana tampa nesferiška. Naujame tyrime pristatyta detali analizė, rodanti bene pirmuosius netolygumus supernovos liekanoje Kasiopėjos A. Kasiopėjos A bendrai atrodo ganėtinai apskrita, nors joje matoma daugybė smulkių juostų ir sutankėjimų. Visgi medžiagos judėjimas atskleidžia kiek kitokį vaizdą. Ištyrę 19 metų trukmės rentgeno spindulių stebėjimus, mokslininkai nustatė, kaip medžiaga juda kairiojoje (rytinėje) ir dešiniojoje (vakarinėje) supernovos liekanos pusėje, tiek į išorę, tiek nuo susidūrimo vietos atgal į burbulo vidų. Vidutinis burbulo plitimo greitis yra apie 5800 km/s, arba penktadalis procento dabartinio spindulio per metus. Tačiau rytinėje pusėje plitimas lėtėja, tuo tarpu vakarinėje – greitėja, kasmet greitis išauga kone 300 km/s. Į vidų plintančios smūginės bangos irgi juda labai nevienodai. Nors abi tolsta nuo burbulo krašto, kairėje pusėje banga tolsta ir nuo burbulo centro, o dešinėje – artėja jo link beveik 2000 km/s greičiu. Tokie dideli skirtumai tarp burbulo krašto judėjimo ir smūginės bangos judėjimo jo atžvilgiu yra gana netikėti, nes supernovos liekanos vidus turėtų būti vienodesnis nei išorė. Tyrimo autorių teigimu, skirtumus galima paaiškinti, jei palyginus neseniai burbulas susidūrė su anksčiau žvaigždės išmesto vėjo sankaupa, arba jei burbulas nuo pat pradžių plėtėsi labai netolygioje aplinkoje, pavyzdžiui dvinarės žvaigždės vėjo sukurtame burbule. Rentgeno spindulių nuotraukose galima identifikuoti ir čiurkšles, kurias žvaigždė paleido priešingomis kryptimis, greičiausiai prieš pat sprogimą. Jų judėjimo greičiai ganėtinai panašūs vienas į kitą, tad siauram medžiagos pluoštui aplinkinė terpė kol kas pasipriešingi nelabai pajėgia. Geresnis supratimas apie supernovos liekanos plitimą padės patobulinti tiek supernovų, tiek tarpžvaigždinės terpės modelius, taip pat patikslinti energingų procesų, tokių kaip smūginės bangos ar greitai lekiančių dalelių sąveika su magnetiniais laukais, detales. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Dulkėtas kvazaras Visatos jaunystėje. Tolimiausi kvazarai – ypatingai sparčiai medžiagą ryjančios juodosios skylės – matomi iš tų laikų, kai Visatos amžius tesiekė mažiau nei 700 milijonų metų. Jau tada egzistavo juodųjų skylių, kurių masės viršijo milijardą Saulės masių. Kaip jos atsirado ir užaugo tokios didžiulės taip greitai, kol kas nežinia, bet kvazaro stadija beveik neabejotinai buvo labai reikšminga proceso dalis. Tiek skaitmeniniai modeliai, tiek stebėjimai aplinkinėje Visatoje rodo, kad kvazarai atsiranda galaktikose po žvaigždėdaros žybsnio, tačiau iš pradžių būna labai raudoni – juos gaubia daugybė dulkių, kurios efektyviai sugeria mėlyną šviesą. Laikui bėgant dulkės nupučiamos ir kvazaras pereina į nepridengtą būseną. Ankstyvojoje Visatoje iki šiol aptikti tik nepridengti kvazarai, iš esmės todėl, kad jie ryškesni ir aiškiau matomi, nei raudonieji. Bet dabar pirmą kartą aptiktas ir raudonas – t.y. dulkių dengiamas – kvazaras. Objektą GNz7q matome tokį, koks jis buvo 750 milijonų metų po Didžiojo sprogimo. Tai galaktika, turinti vieną stipriausių žinomų žvaigždėdaros žybsnių: centriniuose pusėje kiloparseko kasmet gimsta 1600 Saulės masių naujų žvaigždžių. Pačiame objekto centre aptiktas ryškus paraudęs taškinis spinduliuotės šaltinis. Jo spektras ir šviesis gerai atitinka dulkėmis gaubiamo kvazaro savybes. GNz7q dulkių spinduliuotė yra ryškesnė nei bet kurios kitos žinomos galaktikos. Tokie ekstremalūs objektai tolimoje Visatoje – jokia naujiena, bet būtent šios evoliucinės stadijos galaktikų ten anksčiau nebuvo aptikta. Atradimas padės astronomams geriau suprasti, kaip išaugo pirmosios supermasyvios juodosios skylės ir kokį poveikį jos turėjo savo galaktikoms. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature.

***

Visata plečiasi greitėdama. Kodėl? Standartinis paaiškinimas įveda tam tikrą tamsiąją energiją, kuri spaudžia Visatą į šalis ir, laikui bėgant, vis labiau dominuoja. Bet galimi ir kitokie paaiškinimai, pavyzdžiui, kad laikui bėgant kinta gravitacinė konstanta. Apie šią alternatyvą pasakoja Dr. Becky:

***

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

Laiqualasse

Leave a Reply

El. pašto adresas nebus skelbiamas.