Kąsnelis Visatos DXXXVIII: Dulkės ir atmosferos

Dulkės namie – nieko malonaus. Kosmose dažnai irgi – gali pakenkti prietaisams arba trukdyti pamatyti tolimas žvaigždes. Bet kartais tokiomis kliūtimis galime pasinaudoti: pavyzdžiui, išsiaiškinti trimatę debesies struktūrą pagal tai, kiek sugeriama skirtingose vietose už jo matomų žvaigždžių šviesa. Arba nagrinėdami, kaip skirtinguose Saulės sistemos kūnuose formuojasi kopos, galime geriau suvokti tiek jų paviršius, tiek atmosferas. Kalbant apie atmosferas, praeitą savaitę turėjome naujienų tiek apie šiaurės pašvaistės garsus, kylančius Žemės atmosferoje, tiek apie žvaigždžių cheminę įvairovę. Kitose naujienose – augalų auginimas Mėnulio dirvoje ir nykštukinių galaktikų susidūrimai kaktomuša. Gero skaitymo!

***

Šiaurės pašvaistės garsai. Terminas „Šiaurės pašvaistė“ daugeliui greičiausiai sukelia mintis apie didingas žalsvų, melsvų ir rausvų šviesų juostas danguje. Jos susidaro, kad energingos Saulės vėjo dalelės atsitrenkia į atmosferos molekules. Bet tokie susidūrimai ne tik sukelia švytėjimą, bet ir sudaro sąlygas specifiniams garsams kilti. Maždaug 75 metrų aukštyje virš Žemės paviršiaus susidaro oro sluoksnis, kuriame temperatūra auga kylant į viršų – tai vadinama temperatūros inversija. Šiame sluoksnyje gali įvykti elektros išlydžiai, kurie Žemės paviršiuje girdimi kaip spragsėjimai ir traškesiai. Anksčiau buvo manoma, kad garsai tampa girdimi tik galingos geomagnetinės audros metu, kai matoma ryški pašvaistė; bet nauji tyrimai rodo ką kita. Šių metų pradžioje mokslininkai išmatavo pašvaistės garsus pietų Suomijoje, Fiskars kaime. Per keturias valandas pagauti 60 galimų pašvaistę žyminčių traškesių, nors geomagnetinio aktyvumo lygis buvo visai neaukštas ir pašvaistės nesimatė. Garsų ryšį su pašvaiste įrodo tai, jog jų atsikartojimų dažnumas labai stipriai priklausė nuo geomagnetinio aktyvumo, išmatuoto Nurmijärvi geofizikos observatorijoje maždaug už šimto kilometrų. Garsai nuo magnetinio lauko pokyčių tipiškai atsiliko 21 minute. Šie rezultatai rodo, kad pašvaistės garsai yra tikrai dažni ir gali būti naudojami kaip geras magnetinio aktyvumo indikatorius, neturint specifinių magnetinio lauko matavimo instrumentų. Tyrimo rezultatai pristatyti Joint Acoustics Conference.

***

Mėnulio dirvoje išauginti augalai. Pirmą kartą Mėnulio grunte, pargabentame Apollo misijų metu, sėkmingai išauginti augalai. Į šiuos mėginius mokslininkai pasėjo baltažiedžio vairenio (angl. thale cress, lot. Arabidopsis thaliana) sėklų. Šis augalas dažnai naudojamas panašiems eksperimentams, ypač susijusiems su kosmosu, nes auga ir vystosi labai greitai, todėl galima per trumpą laiką stebėti reikšmingus pokyčius. Iš viso bandymams pasirinkti trys Mėnulio mėginiai, pargabenti Apollo 11, Apollo 12 ir Apollo 17 misijų metu iš skirtingų Mėnulio vietų; greta panaudota dirbtinė Mėnulio dirva, pagaminta NASA laboratorijose. Visos sėklos užpiltos nedideliu kiekiu vandens. Per kelias dienas visos sėklos išdygo ir ėmė augti. Deja, po pirmos savaitės tapo akivaizdu, jog Mėnulio dirva visgi nėra palanki joms terpė. Visuose mėginiuose augalai augo lėčiau ir buvo skurdesni, nei turėtų pagal žinomą vairenio vegetacijos pobūdį. Sunkiausiai augalai augo Apollo 11 mėginiuose, kurie paimti iš lygumų ir kelis milijardus metų buvo bombarduojami kosminės spinduliuotės ir Saulės vėjo. Kituose, mažiau paveiktuose, mėginiuose augalai augo geriau, o dirbtinėje Mėnulio dirvoje – panašiai gerai, kaip ir žemiškoje. Pagrindinė priežastis, kodėl augalams sunku augti Mėnulio dirvoje (regolite) – jos grūdelių aštrumas. Mokslininkai teigia, kad žinant šiuos pavojus, ateityje būtų galima parinkti tinkamas vietas Mėnulyje, iš kurių paimta dirva leistų augalams augti geriau. Tai galėtų būti santykinai jaunos vulkaninės lygumos arba santykinai jaunų kraterių dugnas. Toks eksperimentas labai svarbus kaip tik dabar, kai NASA planuoja sugrąžinti žmones į Mėnulį ir įrengti ten ilgalaikę tyrimų stotį. Galimybė užauginti augalų, naudojant vietinę dirvą, būtų milžiniška paspirtis greitesniam Mėnulio kolonizavimui, nes iš Žemės reikėtų gabenti mažiau maisto ar dirvos. Tyrimo rezultatai publikuojami Communications Biology.

***

Saulės ežiukas. Saulės atmosferos nuotraukos detalė. Šaltinis: ESA ir NASA/Solar Orbiter/EUI komanda

Kovo pabaigoje Europos kosmoso agentūros (ESA) zondas Solar Orbiter praskrido arčiausią Saulei orbitos tašką – perihelį. Tuo metu jis buvo trigubai arčiau Saulės, nei Žemė. Nors tai toli gražu ne arčiausia, kiek žmonijos zondai priartėjo prie žvaigždės, tokio nuotolio pakako padaryti daugybei labai detalių Saulės paviršiaus nuotraukų. Viena jų, pagauta ultravioletinių spindulių ruože, praminta „Saulės ežiuku“. Ji matoma šiek tiek žemiau nuotraukos centro. „Ežiuką“ sudaro daugybė tamsesnių ir šviesesnių ruožų, kurie žymi karštesnes ir šaltesnes dujas, lekiančias įvairiomis kryptimis. Struktūros prigimtis kol kas nežinoma – tai labiausiai ir džiugina mokslininkus, nes nauji nepažinti dariniai labiausiai praturtins mūsų žinias apie Saulę.

***

Kaip atsirado anglis-12? Anglis yra vienas svarbiausių cheminių elementų visai gyvybei. Tačiau jo atsiradimas Visatoje ilgą laiką buvo paslaptis. Cheminiai elementai, kurių atominis skaičius – protonų skaičius branduolyje – lyginis, o neutronų yra tiek pat, kiek protonų, formuojasi helio branduoliams jungiantis prie lengvesnių elementų. Pavyzdžiui, neonas-20 (10 protonų ir 10 neutronų) susidaro, kai deguonis-16 (8 ir 8) susijungia su heliu-4 (2 ir 2). Galima būtų galvoti, kad anglis turėtų formuotis analogiškai – prie berilio-8 prisijungiant heliui-4. Tačiau berilis-8 – yra ypatingai nestabilus ir egzistuoja tokią menką sekundės dalį, kad nespėja pasigauti dar vieno helio ir virsti anglimi. Teoriškai anglis-12 gali susiformuoti tik tada, kai vienu metu susiduria trys helio branduoliai. Šis „trigubas-alfa“ procesas vyksta žvaigždžių branduoliuose, kai juose prisikaupia daug helio ir sumažėja vandenilio kiekis. Bet stebėti žvaigždžių branduolių neįmanoma, todėl mokslininkai pasitelkė skaitmeninius modelius, kad suprastų, kaip gi iš tiesų atsiranda mums svarbiausi anglies branduoliai. Naudodami modelį, kuris gali sekti kvantines sąveikas tarp branduolius sudarančių dalelių, mokslininkai ištyrė ypatingai nestabilaus berilio-8, daug stabilesnio berilio-10 bei anglies-12 struktūrą. Paaiškėjo, kad visuose šiuose branduoliuose galima išskirti helio-4 branduolius (dar žinomus kaip alfa dalelės), kurie išlieka susispietę į atskirus gumuliukus didesniame branduolyje. Tokia struktūra yra logiška, nes helio-4 branduolys yra ypatingai stipriai surištas, todėl jam visiškai suirti sudėtinga. Tai gali paaiškinti ir berilio-8 nestabilumą – helio branduoliai nepersidengia ir nėra, kas juos tvirtai sulaikytų vieną prie kito. Prie tokios nestabilios struktūros prisijungus dar vienai alfa dalelei, susidaro energinga sužadinta anglies-12 būsena, kurioje protonai bei neutronai irgi spiečiasi į tris atskiras alfa daleles. Bet ji gali nurimti ir pereiti į stabilesnę būseną, kur alfa-spiečiai tampa gerokai mažiau išreikšti. Ateityje mokslininkai ketina ištirti, kaip trigubas alfa procesas vyksta skirtingomis aplinkos sąlygomis – žvaigždžių branduoliuose, supernovų sprogimuose, neutroninėse žvaigždėse. Tai leis susidaryti geresnį vaizdą, kaip Visatoje atsirado pakankamai anglies gyvybei. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Communications.

***

Marso viesulus sukelia temperatūros pokyčiai. Marse neretai kyla viesulai – nuo nedidelių „dulkių velnių“ iki milžiniškų, pusę planetos uždengiančių audrų. Atlikta daug tyrimų, kuriais bandoma nustatyti jų kilmės priežastis bei eigą ir bandoma prognozuoti ateities audras. Dabar atlikta analizė rodo, kad giluminė viesulų atsiradimo priežastis greičiausiai yra energijos disbalansas visoje planetoje. Mokslininkai ištyrė tiek orbitinių, tiek paviršinių Marso zondų duomenis ir įvertino spindulinės energijos biudžetą – planetos gaunamos energijos iš Saulės bei išspinduliuojamos į kosmosą energijos balansą. Paaiškėjo, kad šiaurinio pusrutulio pavasarį ir vasarą marsas spinduliuoja vidutiniškai 110 vatų iš kiekvieno kvadratinio metro; maždaug tiek pat energijos planeta gauna iš Saulės. Rudenį situacija pasikeičia – gaunamos energijos kiekis išauga iki 130 vatų į kvadratinį metrą, išspinduliuojamos – tik iki 120. Žiemą situacija apsiverčia ir spinduliuojamos energijos kiekis ima viršyti gaunamos. Šiaurinį rudenį ir žiemą energijos biudžetas auga, nes tuo metu Marsas yra arčiau Saulės. Bet disbalansas tarp gaunamos ir spinduliuojamos energijos gali lemti reikšmingus pokyčius tiek atmosferoje, tiek planetos paviršiuje. Dar ryškesnis disbalansas randamas atskirai vertinant planetos pusrutulius. Šiauriniame pusrutulyje spinduliuojama galia beveik visada aukštesnė, nei sugeriama, tuo tarpu pietiniame, ypač rudenį ir žiemą (pietų pusrutulyje tuo metu būna, atitinkamai, pavasaris ir vasara), sugeriama energija išspinduliuojamą gali viršyti daugiau nei 20 vatų į kvadratinį metrą. Toks maždaug 15% disbalansas yra žymiai didesnis, nei Žemėje – mūsų planetoje jis neviršija 0,4%. Dulkių audros Marse vyksta tik dalį metų – pietinio pusrutulio pavasarį ir vasarą. Naujojo tyrimo rezultatai puikiai dera su šiuo faktu, jei laikysime, kad energijos perteklius skatina viesulų formavimąsi. Taip pat tyrėjai išanalizavo išskirtinio įvykio – 2001 metais vykusios globalios dulkių audros – duomenis ir pastebėjo, kad tuo metu dieną išspinduliuojama energija sumažėjo 22%, o naktį išspinduliuojama, priešingai, išaugo net 29%. Visi šie duomenys rodo, kad dulkių audros ne tik kyla dėl energijos disbalanso, bet ir padeda tą disbalansą panaikinti. Taigi dulkių audros tam tikra prasme yra Marso termostatas. Tyrimo rezultatai publikuojami PNAS.

***

Cerera formavosi toliau nuo Saulės? Cerera yra didžiausias objektas Asteroidų žiede. Beveik tūkstančio kilometrų skersmens, ši nykštukinė planeta sudaro daugiau nei trečdalį visos Žiedo masės. Kaip ji atsirado, tokia skirtinga nuo aplinkinių kūnų? Grupė mokslininkų teigia, kad Cerera greičiausiai susiformavo daug toliau nuo Saulės ir Asteroidų žiedą pasiekė vėliau. Masė – ne vienintelė priežastis taip galvoti. Kitas, galbūt net svarbesnis, kilmės įrodymas – amoniakas, kurio Cereroje gausu, kaip ir vandens ledo. Amoniakas yra labai lakus junginys. Formuojantis Saulės sistemai toje vietoje, kur dabar Asteroidų žiedas, jis egzistavo tik garų pavidalu ir dideliais kiekiais prisijungti prie Cereros negalėjo. Tai rodo, kad Cerera greičiausiai formavosi pakankamai toli nuo Saulės, kur amoniakas buvo sustingęs į ledą. Mokslininkai sukūrė skaitmeninį modelį, kuriuo ištyrė į Cererą panašių objektų evoliuciją, migruojant didžiosioms planetoms ir sklaidantis protoplanetiniam diskui. Priklausomai nuo to, kurioje tiksliai vietoje yra pradinis žiedas, suformavęs ir Cererą, į Asteroidų žiedą gali patekti 3-120 iš šimto tūkstančių nykštukinių planetų. Šimto tūkstančių jų ten greičiausiai nebuvo; remdamiesi ankstesniais tyrimais apie transneptūninių objektų populiaciją, tyrėjai teigia, jog tikėtinas skaičius yra apie 3600. Jei šis žiedas buvo šiek tiek už dabartinės Saturno orbitos, vidutiniškai vienas Cereros dydžio objektas, žiedui sklaidantis, galėjo pasiekti Asteroidų žiedą ir nusėsti orbitoje, panašioje į šiandieninę Cereros. Tai nėra įrodymas, jog Cereros formavimosi ir migracijos istorija yra būtent tokia; visgi taip parodoma, jog šitoks scenarijus tikrai įmanomas ir lengviau paaiškina Cereros savybes, nei jos formavimasis ten, kur yra ir dabar. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Saulės sistemos kopų skirtumai. Kopos yra daugumai mūsų puikiai pažįstamas reiškinys. Bet joms atsirasti reikia net dviejų komponentų, kurie būdingi tikrai ne visiems kietiems kosminiams kūnams. Pirmasis komponentas – granulės, kurios yra pakankamai smulkios (vadinasi, gali subyrėti iš didesnių uolienų), bet ir pakankamai tvirtos, kad nesutrupėtų į dulkes. Antrasis komponentas – atmosfera ir vėjai, pakankamai stiprūs, kad granules pajudintų, bet ne tokie galingi, kad iškeltų jas į atmosferą. Saulės sistemoje kopų gausu – be Žemės, jų randame Veneroje, Marse, Jupiterio palydove Ijo, Saturno Titane, Neptūno Tritone ir Plutone. Dabartiniai modeliai, aprašantys kopų formavimąsi ir judėjimą, daugeliui šių aplinkų netinka ir duoda prognozes, gerokai prasilenkiančias su stebėjimų duomenimis. Naujame tyrime mokslininkai išplėtojo modelį, paremtą granulių sąveikos, retų dujų judėjimo, sukibimo fizikos bei statistinės mechanikos dėsniais. Taip jie atkūrė Saulės sistemos kopų įvairovę. Paaiškėjo, kad kiekvienoje vietoje ribinės parametrų vertės, leidžiančios pradėti formuotis kopoms, yra vis kitokios. Jos priklauso nuo gravitacijos, atmosferos tankio bei granulių prigimties. Pavyzdžiui, Titano kopos greičiausiai nėra sudarytos iš organinių junginių, nes jie Titano sąlygomis labai greitai subyrėtų į dulkes; tai turbūt yra labai senos lėtai gludinamos granulės. Plutono kopos galimai išvis nėra kopos, nes plona jo atmosfera nepajėgi išjudinti metano ar azoto ledo granulių. Marso vėjai formuoja daugiau dulkių, nei Žemės; į tai paprastai neatsižvelgiama Marso atmosferos modeliuose. Iš šių rezultatų darosi aišku, kad kopų stebėjimai pasitarnaus tiriant tiek atmosferų, tiek paviršinių nuosėdų savybes. Tai gali būti labai naudinga būsimoms misijoms į Titaną ar Venerą, kurių tankios atmosferos riboja galimų stebėjimų pasirinkimus. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Astronomy, viešai prieinamą versiją rasite Earth ArXiv.

***

Aplink kiekvieną žvaigždę galime išskirti gyvybinę zoną – regioną, kuriame esančių planetų paviršiuje galėtų būti skysto vandens. Galaktikoje taip pat gali egzistuoti gyvybinė zona – regionas tam tikru atstumu nuo galaktikos centro, kuriame gali susidaryti gyvybei tinkamos planetinės sistemos. Apie šią sąvoką pasakoja PBS Space Time:

***

Trimatė žvaigždėdaros regionų struktūra. Molekuliniai debesys, iš kurių formuojasi žvaigždės, gali turėti gana sudėtingas formas. Stebėdami dangų, tiesiogiai matome tik dvimates tų formų projekcijas, todėl ne visada galime pasakyti, kaip debesis atrodo trimatėje erdvėje. Dažnai daroma prielaida, kad išilgai stebėjimo krypties debesys yra „panašūs“, kaip ir kitomis kryptimis, bet ji akivaizdžiai ne visada teisinga. Geras to pavyzdys – du molekuliniai debesys, Oriono A ir Kalifornijos ūkas. Jų masės, dydžiai bei projekciniai tankiai gana panašū, tačiau Oriono A žvaigždes formuoja dešimt kartų sparčiau. Naujame tyrime atskleidžiama tikroji jų struktūra, kuri paaiškina ir žvaigždėdaros skirtumus. Tyrėjai pasitelkė informaciją apie daugiau nei 220 tūkstančių žvaigždžių padėtis danguje ir spinduliuotę, kad nustatytų, kiek dulkių yra tarp jų ir mūsų. Tai leido išsiaiškinti debesų trimatę struktūrą, mat kai kurios žvaigždės buvo debesų viduje, kitos – už jų, dar kitos – prieš. Tada paaiškėjo, kad Kalifornijos ūkas iš tiesų yra paplokščias darinys, stebėjimo kryptimi ištįsęs apie 120 parsekų. Tuo tarpu Oriono A – daug kompaktiškesnis, ir mažesnės struktūros jame daug tankesnės. Įdomu, kad žiūrint į Oriono A iš skirtingų pusių, jo projekcinės savybės skiriasi nesmarkiai, tuo tarpu Kalifornijos ūko savybės gali skirtis tikrai reikšmingai. Tai parodo, kad trimatė informacija yra labai svarbi, siekiant suprasti žvaigždėdaros įvairovę. Ateityje tyrėjai planuoja pritaikyti analizės metodus kitiems debesims ir galiausiai sudaryti trimatį dulkių erdvėlapį visai Paukščių Tako galaktikai. Tyrimo rezultatai publikuojami dviejuose straipsniuose: Astronomy & Astrophysics apie Oriono A debesį, The Astrophysical Journal – apie debesų palyginimą.

***

Protoplanetinių diskų poliarizacija. Žvaigždės formuojasi molekulinių dujų debesyse. Tie debesys yra šalti ir santykinai tankūs ir sugeria didelę dalį žvaigždžių skleidžiamos šviesos. Be to, jų tankis netolygus, taigi stebint besiformuojančias žvaigždes sunku atskirti, ar jos yra debesyje, ar už jo. Naujame tyrime pateiktas metodas, leidžiantis išspręsti šią problemą. Metodas remiasi spinduliuotės poliarizacija. Žvaigždžių skleidžiami infraraudonieji spinduliai, sąveikaudami su dulkėmis ir magnetiniais laukais debesyje, tampa poliarizuoti. Tiek dulkių, tiek magnetinio lauko pasiskirstymas yra tolygesnis, nei dujų, todėl lygindami tikrai už debesies esančių ir su debesimi susijusių žvaigždžių šviesos poliarizaciją, astronomai gali nustatyti pastarųjų padėtį debesies atžvilgiu. Metodą mokslininkai pritaikė keturioms jaunoms žvaigždėms Tauro žvaigždyne esančiame tankiame molekuliniame debesyje Heiles Cloud 2 (HCl2). Atskyrus poliarizaciją dėl debesies įtakos, aptikta reikšminga poliarizacija pačiuose šaltiniuose, t.y. protoplanetiniuose diskuose aplink žvaigždes. Iš šių duomenų įmanoma nustatyti disko dydį bei posvyrio kampą – rezultatai sutapo su daug sunkiau gaunamais submilimetrinių bei radijo bangų rezultatais. Dvi iš keturių tirtų žvaigždžių pasirodė esančios dvinarėje sistemoje, tik nutolusios dideliu atstumu viena nuo kitos; vieną ratą pora apsuka per pusę milijono metų. Jų diskai lygiagretūs vienas kitam, tačiau jų sukimosi plokštuma statmena debesies magnetiniam laukui. Tokia konfigūracija labai netikėta, nes paprastai magnetinis laukas priverčia diskus pasisukti lygiagrečia kryptimi. Tolesni sistemos tyrimai padės suprasti, kaip magnetinis laukas paveikia paties protoplanetinio disko evoliuciją. Bet kuriuo atveju, iš šio tyrimo matyti, jog poliarizacija, kuriai išmatuoti nereikia labai galingų teleskopų, gali būti puikus būdas tyrinėti protoplanetinius diskus. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal.

***

Chemiškai įvairiausia žvaigždė. Nieko nenustebinsiu pasakęs, kad Saulė yra geriausiai ištirta iš visų žvaigždžių. Tarpe kitų dalykų, astronomai joje aptiko net 67 skirtingus cheminius elementus, nuo vandenilio iki torio. Dabar paskelbti kitos žvaigždės tyrimo duomenys, išsamumu beveik nenusileidžiantys Saulės tyrimams. Žvaigždėje HD 222925 mokslininkai užfiksavo 65 cheminių elementų gausą, o dar septyniems nustatė viršutines ribas, t.y. maksimalią įmanomą gausą. Žvaigždė yra palyginus netoli Saulės, už 450 parsekų, tačiau priklauso Paukščių Tako halui – seniausiai, pasklidusiai ir retai žvaigždžių populiacijai. Jos metalingumas – už helį sunkesnių elementų gausa – apie 30 kartų mažesnis, nei Saulės, tačiau joje santykinai daug vadinamųjų r-proceso elementų. Taip vadinami elementai, kurie daugiausiai formuojasi žvaigždžių sprogimų ar neutroninių žvaigždžių susidūrimų metu, kai lengvesnių elementų branduolius „apšaudo“ labai didelis neutronų srautas. Greitai pagaunami (angl. rapidly captured, iš čia ir r raidė pavadinime) neutronai skyla ir virsta protonais, taip elementai kinta į vis sunkesnius. Tokių elementų egzistavimas žvaigždėje reiškia, kad jų buvo ir medžiagoje, iš kurios žvaigždė formavosi. Nors teoriniai modeliai, nusakantys r-proceso eigą, yra gana tikslūs ir aiškūs, kol kas yra daugybė neatsakytų klausimų apie realias proceso sąlygas, kokiuose objektuose jis dažniausiai vyksta ir kaip jo sparta kito per Visatos amžių. Apskritai žinoma gana nedaug žvaigždžių, kuriose būtų gausu r-proceso elementų; tai leidžia spręsti, kad r-procesas vyksta lokaliai ir jo produktai nelabai maišosi visos Galaktikos mastu. HD 222925 tokių elementų turi santykinai daug, todėl ir buvo pasirinkta spektroskopiniams tyrimams. Išnagrinėję elementų gausą, mokslininkai nustatė kelias tendencijas: masyviausių r-proceso produktų santykinės gausos yra beveik tokios pačios, kaip ir Saulėje (nors absoliutinė gausa, lyginant su visai metalais, ir gerokai didesnė), tačiau lengvesniųjų gausa labai įvairi. Gausas galima palyginti ir su vienu konkrečiu įvykiu, kurio metu vyko r-procesas – neutroninių žvaigždžių susidūrimu, sukėlusiu kilonovos sprogimą ir gravitacinių bangų signalą GW170817. HD 222925 elementų, ypač lantanidų, gausa yra aukštesnė, nei aptikta kilonovos metu, taigi akivaizdu, kad vien kilonovų sprogimai negali paaiškinti visų šių elementų kilmės. Šis atradimas yra viena didelės dėlionės – aiškinimosi, kokia yra cheminių elementų kilmė Visatoje – dalis. Toks gausus vienos žvaigždės tyrimas padės geriau vertinti ir mažesnius kitų žvaigždžių stebėjimų rezultatus, kaip atskaitos taškas mažo metalingumo žvaigždžių analizei. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Susidūrimai paaiškina tamsiosios materijos trūkumą. Praktiškai visos galaktikos turi tamsiosios materijos halus, kurių masė bent keletą kartų viršija įprastos materijos masę. Nykštukinėse galaktikose santykis įprastai dar didesnis – siekia dešimtis ar net šimtus kartų. Visgi pasitaiko nykštukinių galaktikų, kurios tamsiosios materijos beveik visiškai neturi. Du tokių galaktikų pavyzdžiai yra DF2 ir DF4, priklausančios didesnės galaktikos NGC 1052 aplinkai. Abi galaktikos turi ir porą kitų neįprastų savybių – jų spinduliai labai dideli, lyginant su kitomis panašios masės galaktikomis, be to, jos turi netikėtai daug kamuolinių spiečių. Naujame tyrime nagrinėjama hipotezė, kad galaktikos susiformavo – ar bent jau tapo tokiomis, kokios yra dabar – po dviejų kitų galaktikų susidūrimo kaktomuša. Hipotezė iškelta dėl to, kad toks susidūrimas matomas daug didesniame mastelyje: vadinamasis Kulkos spiečius yra dviejų didžiulių galaktikų spiečių susidūrimo padarinys. Tamsiosios materijos halai pralėkė vienas pro kitą beveik nesąveikaudami, tuo tarpu dujos susitrenkė ir suformavo karštą burbulą, kuris „įstrigo“ tarp tamsiosios materijos halų. Kažkas panašaus galėjo nutikti ir nykštukinėms galaktikoms. Naujojo tyrimo autoriai parodė, kad dabartinis DF2 ir DF4 judėjimas atitinka scenarijų, pagal kurį galaktikos buvo paleistos iš vieno taško priešingomis kryptimis. Tai turėjo nutikti prieš maždaug aštuonis milijardus metų. Be to, į tarpą tarp šių galaktikų atrasti dar penki blausūs, didelio spindulio objektai – panašios nykštukinės galaktikos. Jos sudaro beveik tiesią liniją, kuri į mūsų žiūrėjimo kryptį pasvirusi vos septyniais laipsniais – toks projekcijos efektas trukdė galaktikas aptikti anksčiau. Visos galaktikos gali būti to paties susidūrimo padariniai. Prieš aštuonis milijardus metų pro šalį lekianti nykštukinė galaktika pataikė į NGC 1052 palydovę ir išmušė ją iš orbitos. Išblaškytos abiejų galaktikų dujos suformavo tarp septynių ir vienuolikos darinių, kurie laikui bėgant pavirto galaktikomis. Tamsiosios materijos halai, prasilenkę beveik nesąveikaudami, turėtų būti galaktikų linijos galuose, galimai visiškai tamsūs. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature.

***

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

Laiqualasse

2 komentarai

Leave a Reply

El. pašto adresas nebus skelbiamas. Būtini laukeliai pažymėti *