Kąsnelis Visatos DXLI: Tarpgalaktinis

Kosminė erdvė gali atrodyti kaip visiška tuštuma, bet iš tiesų ten esama medžiagos – dujų ir dulkių, nors ir labai retų. Taip yra net ir tarpgalaktinėje erdvėje, kurią užpildo karštos jonizuotos dujos. Jos iškreipia radijo bangų signalus, nes žemo dažnio bangos pro dujas sklinda lėčiau, nei aukšto; ši savybė kartais naudojama atstumui iki radijo šaltinių nustatyti, tačiau naujame tyrime parodyta, jog tai dažnai gali būti netikslu. Taip pat tarpgalaktinėje erdvėje esantys neutralaus vandenilio debesys sugeria dalį tolimų kvazarų spinduliuotės ir sukuria vadinamąjį Laimano-alfa mišką. Su juo susijusios net dvi naujienos – apie tarpgalaktinės medžiagos modeliavimą ir apie rejonizacijos proceso Visatos jaunystėje eigą. Kitose naujienose – Ryugu uolienų analizė, Jupiterio gelmių cheminė sudėtis ir galimai aptikta laisvai skrajojanti juodoji skylė. Gero skaitymo!

***

TKS dirbs iki 2030-ųjų. Praeitą savaitę NASA paskelbė ketinimus įsigyti dar penkias Crew Dragon įgulos kapsules, skirtas astronautų gabenimui į Tarptautinę kosminę stotį (TKS). Šiuo metu SpaceX turi keturis veikiančius tokius erdvėlaivius. Tokį ketinimą paskelbti NASA nusprendė dėl problemų, vis dar kamuojančių Boeing Starliner programą, kuri turėjo būti alternatyva Crew Dragon. Gegužės pabaigoje Starliner pirmą kartą sėkmingai nuskrido iki TKS, tačiau be įgulos, ir vis tiek neapsiėjo be nedidelių techninių nesklandumų. Pirmas bandomasis skrydis su įgula turėtų įvykti iki šių metų pabaigos, bet formalus sertifikavimas reguliariems skrydžiams gali užtrukti dar bent keletą mėnesių. Tuo tarpu astronautus skraidinti į TKS reikia reguliariai. Ketinimų protokole NASA nurodo, jog skrydžių poreikis išliks iki 2030 metų. Šis teiginys atitinka pernai gruodį paskelbtą patvirtinimą, jog TKS darbas pratęsiamas iki dešimtmečio pabaigos. Vasarį, po rusijos invazijos į Ukrainą pradžios ir daugybės Vakarų šalių sankcijų rusijai (taip pat ir kosmoso sektoriui) paskelbimo, buvo kilę klausimų, ar TKS išlaikys šį išbandymą. Klausimai ypač paaštrėjo po kelių Roskosmos vado pareiškimų, jog rusija pasitrauks iš TKS ir atjungs savo modulius. TKS yra bendras daugybės šalių projektas, o pagrindiniai moduliai, užtikrinantys stoties darbą, yra rusų ir amerikiečių gamybos. Be šių modulių stotis funkcionuoti negalėtų. Iš kitos pusės, atjungti šiuos modulius nuo stoties taip pat būtų nelengva techninė užduotis. Kaip bebūtų, iš šio ketinimų protokolo matome, jog NASA yra užtikrinta TKS gyvavimu iki numatytos misijos pabaigos, net jei rusija ir nustotų laikytis savo įsipareigojimų. Ketinimų protokolą rasite JAV valstybės tinklalapyje.

***

Dickinson krateris Veneroje. Šaltinis: NASA

Veneros paviršių nuo mūsų akių slepia tankūs debesys. Tik prieš maždaug 30 metų pirmą kartą pamatėme planetos paviršių, kai į jos orbitą atskrido radaro instrumentu nešinas zondas Magellan. Čia – viena iš jo nuotraukų, kurioje matome netoli šiaurės ašigalo esantį Dickinson kraterį, pavadintą JAV poetės Emily Dickinson garbei. Visi Veneros krateriai ir reikšmingi duburiai vadinami žymių moterų vardais. Apskritai Veneroje tėra apie tūkstantį kraterių; tai – vienas iš įrodymų, kad Veneros paviršius gana jaunas, kalbant geologiniais masteliais. Dauguma mokslininkų sutaria, kad prieš kelis šimtus milijonų metų stiprus vulkanizmas palaidojo visą senąjį Veneros paviršių po lavos srautais. Per artimiausius keletą metų į Venerą išskris trys nauji zondai, kurie padės išsiaiškinti tiek planetos praeitį, tiek dabar jos atmosferoje bei paviršiuje vykstančius įdomius reiškinius.

***

Ryugu uolienų analizė. Prieš pusantrų metų, 2020-ųjų gruodį, Japonijos zondas Hayabusa2 pargabeno į Žemę asteroido Ryugu paviršinio grunto mėginių. Dabar paskelbta pirmoji šių mėginių analizė. Tai yra pirmas kartas, kai mokslininkai analizuoja „natūralią“ asteroido medžiagą, o ne į Žemę nukritusias jo liekanas – meteoritus. Dauguma Hayabusa2 surinktų dalelių yra pernelyg smulkios, kad išgyventų skrydį atmosferoje, taigi apskritai nebūtų pasiekusios Žemės paviršiaus. Cheminės dalelių sudėties analizė atskleidė kelis įdomius dalykus. Visų pirma, dalelės panašios į anglinius chondritinius meteoritus, ypač jų potipį CI. To ir buvo tikėtasi, nes Ryugu yra anglinis asteroidas, o angliniai meteoritai greičiausiai iš jų ir atlekia, bet vis tiek svarbu gauti tokį patvirtinimą. Taip pat dalelių cheminė sudėtis labai panaši į Saulės fotosferos (aišku, neskaitant vandenilio ir helio, kurių Saulėje gausu, o dulkėse nėra). Chondritiniai meteoritai ir angliniai asteroidai, manoma, nelabai pakito nuo pat Saulės sistemos susiformavimo – tai paaiškina ir jų panašumą į Saulės fotosferą: jie formavosi iš tos pačios medžiagos, kaip Saulė. Taip pat atrodo, kad asteroido medžiaga maždaug penki milijonai metų po susiformavimo sąveikavo su šiltu – apie 37 laipsnių Celsijaus temperatūros – vandeniu, o vėliau išdžiūvo ir nebekito iki pat šių dienų. Be to, po sąveikos su vandeniu, medžiaga nebuvo ir įkaitusi iki aukštesnės nei 100 laipsnių Celsijaus temperatūros. Mėginiuose rasta šiek tiek – keli procentai – organinių junginių, kurie greičiausiai susiformavo sąveikų su vandeniu metu. Vanduo negalėjo reikšmingą laiką egzistuoti labai mažuose kūnuose, vadinasi Ryugu pradžioje buvo gerokai didesnio, bent kelių dešimčių kilometrų skersmens, objekto dalis, o vėliau subyrėjo į gabalus. Vėliau, per puspenkto milijardo metų, asteroido paviršiaus medžiaga pakito dėl nuolatinės Saulės spinduliuotės, tačiau po paviršiumi buvusi medžiaga išlaikė daugiau pirmykščių savybių. Apskritai panašu, kad Ryugu formavimosi aplinka ir sąlygos buvo panašios į kai kurių kometų, kitaip tariant, asteroidas formavosi gana toli nuo Saulės. Visi šie atradimai yra didelės dėlionės – Saulės sistemos formavimosi istorijos – dalis ir padeda suprasti, iš kur atsirado tiek Žemė ir jos kosminė aplinka, tiek vanduo bei gyvybė mūsų planetoje. Ateityje mėginių iš asteroidų ir kitų dangaus kūnų Žemėn bus atgabenama vis daugiau – jau dabar mūsų link skrenda NASA zondas Osiris-Rex su Bennu asteroido mėginiais, planuojami Marso grunto mėginių pargabenimai, svarstomos analogiškos misijos į Marso palydovus. Tyrimo rezultatai publikuojami Science (grunto sandara) ir Proceedings of the Japan Academy B (asteroido evoliucijos interpretacija).

***

Jupiteryje – daug uolienų. Jupiteris daugiausiai sudarytas iš vandenilio ir helio. Šie elementai buvo pagrindiniai protoplanetiniame diske, iš kurio auganti planeta prisitraukė dujinį apvalkalą. Tačiau kartu su dujomis Jupiteris prisivalgė ir uolienų, tik iki šiol nebuvo aišku, kiek. Atsakymas į šį klausimą susijęs ir su planetos formavimosi trukme. Naujame tyrime bandoma išsiaiškinti Jupiterio gelmių sandarą, analizuojant Juno zondo duomenis. Juno daugeliui gerai žinomas iš daugybės nuostabių Jupiterio nuotraukų, bet tai – tik paviršinė informacija. Tarp kitų instrumentų Juno turi ir prietaisų, kuriais matuoja Jupiterio gravitacinį lauką. Šiuos zondo surinktus duomenis mokslininkai palygino su daugybės Jupiterio struktūros modelių prognozėmis. Paaiškėjo, kad stebimą gravitacijos lauką geriausiai atkuria modeliai, kuriuose Jupiterio branduolys ir apvalkalas yra šiek tiek susimaišę, tačiau sunkesnių už helį cheminių elementų – astronomai juos vadina metalais – gausa auga artėjant prie centro. Kitaip tariant, Jupiterio apvalkalas nėra homogeniškas, o tai reiškia, kad Jupiteryje nevyksta vertikalus medžiagos maišymasis (konvekcija). Bendra metalų masė Jupiteryje yra 11-30 Žemės masių, iš jų 4-23 Žemės masės pasklidusios apvalkale. Jupiteris už Žemę masyvesnis apie 300 kartų, taigi metalai sudaro iki 10% visos planetos masės. Tai yra daugiau, nei manyta iki šiol, ir rodo, kad Jupiteris metalus valgė ir tuo metu, kai jau auginosi apvalkalą prisitraukdamas protoplanetinio disko dujas. Tuo metu aplink Jupiterį negalėjo išlikti smulkūs akmenukai – planetos gravitacija destabilizavo jų orbitas ir nustūmė juos tolyn – taigi galima daryti išvadą, kad augdamas Jupiteris prarijo ne vieną planetesimalę, galbūt net ir Žemės masės objektų. Šis rezultatas svarbus ir egzoplanetų tyrimams. Jei kitos dujinės planetos sandara panašios į Jupiterį, jų tikras metalingumas gali būti bent keletą kartų aukštesnis, nei apskaičiuojamas iš stebėjimų, kurie leidžia pažvelgti tik į išorinius planetos sluoksnius. Tyrimo rezultatai publikuojami Astronomy & Astrophysics.

***

Kol kas neaptikome jokio nežemiškos protingos gyvybės siunčiamo signalo. Tačiau keletas įdomių kandidatų buvo. Juos nuo natūralių signalų atskirti būtų daug paprasčiau, jei mums signalus siunčiantys ateiviai juos pakartotų. Apie šį, dažnai pamirštamą, komunikacijos su nežemiška gyvybe aspektą kalba John Michael Godier:

***

Karštųjų jupiterių formavimasis. Viena pirmųjų aptiktų egzoplanetų buvo karštasis jupiteris – dujinė milžinė, skriejanti labai arti savo žvaigždės. Taip arti negali susiformuoti jokios planetos, ką jau kalbėti apie tokius monstrus, taigi akivaizdu, kad planetos formavosi toliau nuo žvaigždės, o vėliau atmigravo į dabartinę padėtį. Klausimas, kada įvyko ta migracija – dar egzistuojant protoplanetiniam diskui, iš kurio planetos ir formavosi, ar vėliau. Naujame tyrime atsakymo į šį klausimą ieškoma remiantis Gaia teleskopo duomenimis apie žvaigždžių judėjimą. Tipiniai žvaigždžių judėjimo greičiai siejasi su jų amžiumi: jaunesnė žvaigždžių populiacija juda tarpusavyje panašiais greičiais, senesnė – skirtingesniais. Sudalinę žvaigždžių imtį į grupes pagal karštųjų jupiterių savybes, mokslininkai rado aiškią koreliaciją tarp žvaigždžių amžiaus ir planetos orbitos polinkio. Žvaigždės, kurių karštieji jupiteriai skrieja orbita, kurios plokštuma sutampa su pačios žvaigždės sukimosi plokštuma, yra pastebimai jaunesnės už žvaigždes, kurių karštųjų jupiterių orbitos stipriai pasvirusios. Orbitos posvyris koreliuoja ir su žvaigždės mase: masyvesnių žvaigždžių karštųjų jupiterių orbitos dažniau yra pasvirusios, nei mažesnių. Šie rezultatai, ypač ryšys su amžiumi, yra priešingi nei manyta iki šiol. Geriausias gauto rezultato paaiškinimas, tyrimo autorių teigimu, yra toks, kad prie mažų žvaigždžių jupiterių migracija vyksta protoplanetiniame diske ir palyginus greitai, per keliolika milijonų metų. Masyvių žvaigždžių diskai išgaruoja daug greičiau, nei planetos atmigruoja iki žvaigždės prieigų, o vėliau migracija gerokai sulėtėja, tad karštieji jupiteriai ten atsiranda tik po daugiau nei šimto milijonų metų. Kai migracija vyksta diske, planetą veikiančios jėgos palaiko jos orbitos plokštumą beveik nekintančią, tuo tarpu migracija be disko yra daug chaotiškesnė. Šis atradimas padės patobulinti planetų formavimosi ir evoliucijos modelius ir geriau interpretuoti egzoplanetų stebėjimų duomenis. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Žvaigždžių kompanionės plačiose orbitose. Maždaug pusė žvaigždžių Paukščių Take yra dvinarės arba daugianarės, kitaip tariant, turi kompanionių. Jei kompanionė sukasi pakankamai arti, nėra sudėtinga tokią žvaigždę identifikuoti kaip dvinarę. Bet kartais dvinarės žvaigždės orbita būna didžiulė, atitinkamai ir periodas gali siekti šimtus ar tūkstančius metų. Net jei periodas nėra ypatingai ilgas, aptikti kompanionę būna sudėtinga, jei pastaroji yra labai blausi – pavyzdžiui, rudoji nykštukė. Naujame tyrime pristatomas ir išbandomas naujas metodas tokių mažos masės kompanionių plačiose orbitose paieškoms. Metodo esmė – žvaigždžių judėjimo dangaus skliaute analizė. Jei žvaigždė yra vieniša, ji danguje juda daugmaž tiesia linija; tuo tarpu dvinarės juda periodiškais vingiais, kurie atitinka sistemos periodą. Analizuojant tokį judėjimą, galima apskaičiuoti tikėtiną kompanionės masę, atstumą ir padėtį masyvesnės žvaigždės atžvilgiu. Išnagrinėję 900 palyginus netolimų žvaigždžių, kurių duomenis surinko Gaia kosminis teleskopas, mokslininkai identifikavo 25, kurios, tikėtina, turi mažos masės kompaniones. Atlikę kiekvienos sistemos stebėjimus, dešimtyje kompaniones aptiko. Penkios kompanionės buvo mažos masės žvaigždės, viena – baltoji nykštukė, o keturios – rudosios nykštukės. Pastarosios yra dariniai, tarpiniai tarp planetų ir žvaigždžių: pakankamai masyvūs, kad jose vyktų deuterio ir tričio termobranduolinės reakcijos, bet per mažos, kad ten jungtųsi pagrindinis vandenilio izotopas protis, kurio energija palaiko žvaigždžių formą. Teoriniai modeliai rodo, kad rudųjų nykštukių turėtų būti panašiai, kiek žvaigždžių, bet stebėjimais kol kas aptikta gerokai mažiau. Neabejotinai taip yra dėl jų blausumo – norint aptikti rudąją nykštukę, reikia daug ilgesnių ir jautresnių stebėjimų, nei norint aptikti žvaigždę panašiu atstumu. Taigi mokslininkai dažnai rudųjų nykštukių ieško specifinėse vietose, pavyzdžiui, žvaigždėdaros regionuose. Ten jų turėtų būti gausu, be to, jaunos jos yra karštesnės, taigi ir ryškesnės. Galimybė identifikuoti žvaigždes, kurių aplinkoje daug šansų aptikti rudąsias nykštukes suteiks puikią galimybę aptikti jų daug daugiau ir geriau suprasti šių objektų įvairovę, formavimosi būdus bei evoliuciją. Tyrimo rezultatai publikuojami MNRAS.

***

Laisvai skrajojanti juodoji skylė. Paukščių Take turėtų būti šimtai milijonų juodųjų skylių, likusių po supernovų sprogimų. Bet žinome jų vos kelias dešimtis. Taip yra todėl, kad juodąją skylę – objektą, kuris pagal apibrėžimą pats nieko nespinduliuoja – aptikti galime tik dvinarėje sistemoje su įprasta žvaigžde, o tokių yra nedaug. Pastaruoju metu bent kelios mokslininkų grupės bando juodąsias skyles aptikti kitaip – pagal jų gravitacijos sukeliamą tolimų žvaigždžių spinduliuotės paryškėjimą. Šis procesas vadinamas gravitaciniu mikrolęšiavimu. Dabar viena grupė paskelbė aptikę pirmą objektą, kuris gali būti laisvai skraidanti juodoji skylė. Objektas OGLE-2011-BLG-0462/MOA-2011-BLG-191, trumpiau žymimas OB110462, aptiktas lęšiavimo ir panašių trumpalaikių reiškinių paieškai skirtu OGLE teleskopu. Šia paieška kasmet aptinkama po porą tūkstančių mikrolęšiavimo atvejų, bet dažniausiai kaltininkai būna žvaigždės arba jų planetos. Šiuo atveju užfiksuotas ne tik žvaigždės šviesio, bet ir jos regimosios padėties pokytis. Abu pokyčiai nutinka dėl šviesos trajektorijos iškreipimo; pirmasis labiau priklauso nuo lęšiuojančio objekto masės, antrasis – labiau nuo jo padėties mūsų ir šviesos šaltinio atžvilgiu. Turėdami informaciją apie abu pokyčius, mokslininkai nustatė, kad lęšiuojančio objekto masė yra 1,6-4,4 karto didesnė nei Saulės, o atstumas iki jo – 700-1920 parsekų. Mažiausia galima juodosios skylės masė turėtų būti bent 2,2, o greičiausiai apie tris, Saulės mases, taigi OB110462 gali būti ir neutroninė žvaigždė. Visgi faktas, kad neaptikta jokios spinduliuotės iš paties objekto, leidžia spręsti, kad juodosios skylės tikimybė didesnė. Turint omeny, kiek stebėjimų reikėjo išanalizuoti, iki aptinkant šią vieną juodąją skylę, tyrėjai apskaičiavo, jog juodųjų skylių Paukščių Take turėtų būti apie 200 milijonų – būtent tiek, kiek prognozuoja teoriniai modeliai. Aišku, šis skaičius turi didžiulę paklaidą, bet laikui bėgant bus apskaičiuojamas vis tiksliau. Tyrimo rezultatai arXiv

***

Nuolatiniai gravitacinių bangų šaltiniai. Prieš beveik septynerius metus aptiktas pirmasis gravitacinių bangų signalas atvėrė naują būdą tyrinėti Visatą. Iki šiol žinome apie šimtą patvirtintų signalų. Visi jie kyla iš dviejų kompaktiškų objektų – juodųjų skylių arba neutroninių žvaigždžių – susijungimų. Tačiau iš principo gravitacines bangas skleidžia bet koks masyvus kūnas, judantis su pagreičiu. Kai kurie astronominiai objektai netgi gali skleisti nuolatinį gravitacinių bangų signalą, kurį būtų įmanoma aptikti. Naujame tyrime nagrinėjama, kokio dažnio bangas galėtų skleisti kelios neutroninės žvaigždės. Gravitacinės bangos gali susidaryti, jei neutroninė žvaigždė nėra visiškai simetriška savo sukimosi ašies atžvilgiu. Jei neutroninė žvaigždė yra dvinarėje sistemoje ir ryja kompanionės medžiagą, jos paviršiuje gali susidaryti iškilimas. Net jei iškilimo aukštis tesiekia centimetrus, milžiniškas tankis bei sukimosi greitis gali paskleisti pastebimą gravitacinių bangų signalą. Toks signalas būtų periodiškas, o periodas susijęs su neutroninės žvaigždės ir dvinarės sisteos sukimosi periodais. Kuo sparčiau medžiaga krenta į neutroninę žvaigždę, tuo aukštesnis būtų kalnas ir stipresnis signalas. Taigi tyrėjai nusprendė nustatyti dviejų santykinai ryškių neutroninių žvaigždžių dvinarėse sistemose kalnų aukščius ir sukimosi periodus, kad tiksliau išsiaiškintų, kokio dažnio gravitacinių bangų galima ieškoti atsklindant iš jų. Tam jie pasitelkė rentgeno spindulių teleskopus, nes tokie kalnai turėtų daugiausiai spinduliuoti rentgeno ruože, ir ilgai stebėjo dvinares sistemas Skorpiono X-1 ir Gulbės X-2. Deja, net ir daugiau nei tūkstančio valandų trukmės stebėjimai neparodė jokių periodinių spinduliuotės intensyvumo svyravimų. Tai reiškia, kad Skorpiono X-1 rentgeno spinduliuotė kinta ne daugiau nei 0,034%, o Gulbės X-2 – ne daugiau nei 0,23%. Tokie rezultatai parodo, jog tiek gravitacinių bangų paieška, tiek apskritai neutroninių žvaigždžių netolygumų analizė, yra labai sudėtinga tyrimų sritis. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Tankumose slypintis radijo žybsnis. Greitieji radijo žybsniai (angl. Fast Radio Bursts, FRB) yra trumpi stiprūs radijo bangų signalai, atsklindantys iš tolimų šaltinių visoje Visatoje. Pirmasis FRB aptiktas 2007 metais, o pastaruosius keletą metų dedikuoti teleskopai fiksuoja šimtus jų kasmet, tačiau vis dar nėra iki galo aišku, koks fizikinis procesas sukelia žybsnius. Net nežinia, ar jų visų prigimtis vienoda, bet greičiausiai taip nėra, nes kai kurie FRB įvyksta tik vieną kartą, o kiti kartojasi daugmaž periodiškai. Naujo tyrimo rezultatai prisideda prie šios hipotezės, nes rodo, jog bent kai kurie žybsniai įvyksta objektuose, kuriuos gaubia labai tankus dujų ir dulkių apvalkalas. FRB 190520 (žybsniai numeruojami pagal aptikimo datą) yra vos antras žybsnių šaltinis, iš kurio užfiksuota radijo spinduliuotė ir ne žybsnių metu. Pirmasis buvo FRB 121102, kuris taip pat buvo pirmasis žinomas pasikartojantis žybsnių šaltinis. Turėdami aiškų atskaitos tašką, astronomai nustatė, kad jis yra nykštukinės galaktikos pakraštyje, o pačios galaktikos šviesa iki mūsų keliauja apie tris milijardus metų. Nežinant FRB šaltinio galaktikos, atstumas iki jo būna vertinamas pagal radijo bangų dispersiją, mat žemo dažnio bangos, sklisdamos pro dujas, užlaikomos truputį ilgiau, nei aukšto. Tokiuose skaičiavimuose daroma prielaida, kad visa dispersija kyla būtent dėl tarpgalaktinės medžiagos, kurios tankį apytikriai žinome. Visgi FRB 190520 dispersija yra kone dešimt kartų didesnė, nei būtų galima tikėtis pagal žinomą atstumą. Tai reiškia, kad šio žybsnio šaltinį gaubia tankios dujos, ir spinduliuotė patiria didelę dispersiją dar iki palikdama šaltinio galaktiką. Priežastis gali būti labai paprasta – jei FRB kyla, kaip teigia viena pagrindinių teorijų, iš labai stipriai įmagnetintos neutroninės žvaigždės, FRB 190520 šaltinis gali būti labai jaunas, todėl jį dar supa tanki supernovos liekana. Bet galimi ir kitokie, labiau egzotiški, paaiškinimai. Bet kuriuo atveju galima daryti išvadą, kad FRB 190520 yra gerokai kitoks, nei dauguma kitų, iškyrus vieną, o naudoti dispersijos matavimus siekiant nustatyti atstumą iki FRB nėra tikslu. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature.

***

Tarpgalaktinės medžiagos skaitmeninis modelis. Erdvė tarp galaktikų nėra tuščia – nors ir labai retos, ten irgi pasklidusios dujos. Dalis jų yra karštos ir jonizuotos, dalis – šaltesnės neutralios. Tolimų ryškių objektų, pavyzdžiui kvazarų, spinduliuotė pakeliui link mūsų dalinai sugeriama. Daugybė sugerties linijų, sukurtų neutralaus vandenilio, pagal tos spektro linijos pavadinimą vadinamos Laimano alfa mišku. Šio miško savybės gali daug pasakyti apie Visatos vystymąsi – tiek neutralių dujų pasiskirstymą, tiek galaktikų spiečių augimą, tamsiosios materijos telkinių dydžius ir panašius klausimus. Tačiau norint pilnai išnaudoti Laimano alfa miško teikiamą informaciją, reikia susieti ją su skaitmeninių kosmologinių modelių rezultatais, mat tik taip galima patikrinti, kaip miško savybės priklauso nuo įvairių Visatos parametrų. Įprastai tą padaryti labai sudėtinga, mat skaitmeniniai modeliai dažniausiai seka tik palyginus nedidelės Visatos dalies evoliuciją, tad sekant spinduliuotės judėjimą per daug didesnį atstumą neišvengiamai atsirastų įvairių dirbtinių atsikartojimų. Be to, skaitmeniniuose modeliuose dėmesys skiriamas galaktikoms ir jų spiečiams, tad tarpgalaktinė medžiaga išskiriama prastai ir jos savybės gali likti gana neaiškios. Naujame tyrime šios problemos sprendžiamos pasitelkiant mašininio mokymo algoritmus. Tyrėjai apmokė algoritmus, naudodami mažus detalius modelius ir didelį kosmologinį modelį Illustris TNG. Apmokytas algoritmas realistišką tarpgalaktinės medžiagos pasiskirstymo modelį sugeneravo per keliasdešimt sekundžių – apie 10 milijonų kartų trumpesnį laiką, nei truko Illustris TNG skaičiavimai. Gauti rezultatai, žiūrint statistiškai, geriau atitinka realų tarpgalaktinės medžiagos pasiskirstymą modeliuose, nei kiti šiandien naudojami algoritmai. Tyrėjai algoritmą pritaikė ištirti ryšiui tarp tamsiosios materijos ir neutralaus vandenilio debesų ir rado antikoreliaciją – tamsiosios materijos telkiniuose dujos paprastai būna jonizuotos, o neutralios – tarp jų. Ateityje šį metodą bus galima pritaikyti įvairių alternatyvių kosmologinių modelių prognozėms analizuoti. Tyrimo rezultatai publikuojami dviejuose straipsniuose The Astrophysical Journal. 

***

Rejonizacijos pabaiga. Pirmus 380 tūkstančių metų po Didžiojo sprogimo Visatos medžiaga buvo jonizuota – elektronai ir protonai lakstė atskirai. Vėliau jie susijungė – įvyko rekombinacija ir medžiaga tapo neutrali. Tada kelis šimtus milijonų metų sekė tamsieji amžiai, iki pirmosios žvaigždės ir aktyvūs galaktikų branduoliai vėl ėmė jonizuoti tarpgalaktinės medžiagos platybes. Taip prasidėjo rejonizacijos epocha, trukusi bent iki milijardo metų po Didžiojo sprogimo. Kada iš tiesų ji baigėsi – kitaip tariant, kada visus tarpgalaktinės erdvės kampelius pasiekė jonizuojanti spinduliuotė – iki galo neaišku, bet naujame tyrime daroma išvada, kad tas laikas – maždaug 1,1 milijardo metų. Tyrėjai pasinaudojo 67 labai tolimų kvazarų – išskirtinai ryškių aktyvių galaktikų – stebėjimais. Kvazaro spinduliuotei judant mūsų link, dalį jos sugeria pakeliui pasitaikantys neutralaus vandenilio debesys. Kiekvienas debesis sugeria tokio paties bangos ilgio spinduliuotę, tačiau, Visatai plečiantis, ištįsta ir bangos, taigi spektre atsiranda daugybė sugerties linijų. Visos kartu jos vadinamos Laimano-alfa mišku. Iki rejonizacijos pabaigos šis miškas buvo toks tankus, kad tapdavo ištisiniu sugerties ruožu, arba kontinuumu. Stebėdami pakankamai tolimus kvazarus, galime nustatyti, kada kontinuumas išsiskirsto į pavienes linijas – tai ir yra rejonizacijos pabaiga. Tačiau skirtingomis kryptimis perėjimas galėjo nutikti ne tuo pačiu metu; be to, norint atskirti linijas nuo kontinuumo, reikalingi aukštos kokybės duomenys, kokių ne visada pavyksta gauti. Naujojo tyrimo naudojami duomenys yra ir pakankamai kokybiški, ir pakankamai gausūs, kad išspręstų šias problemas. Taip pat tyrėjai parinko ir kiek kitokį kriterijų atskirti kontinuumui: suskaidę kvazarų spektrus į gabaliukus, nutolusius vienodu atstumu, jie lygino sugerties linijų pasiskirstymą su skaitmeninių modelių rezultatais. Šiuose modeliuose tarpgalaktinė medžiaga laikoma pilnai jonizuota, taigi reikšmingi nukrypimai nuo modelių rodytų, kad prielaida nebeatitinka realybės. Taip nustatyta, kad iki 1,1 milijardo metų po Didžiojo sprogimo, sugerties pasiskirstymas neatitinka modelio prognozių, o vėliau – atitinka labai gerai. Taigi rejonizacija baigėsi praėjus maždaug 1,1 milijardo metų po Didžiojo sprogimo. Tiesa, tyrėjai teigia, jog rejonizacijos proceso pabaigoje sugerties svyravimai gali atsirasti ne vien dėl didelių neutralaus vandenilio regionų, bet ir dėl temperatūros ar jonizuojančios spinduliuotės srauto netolygumų. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

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

Laiqualasse

3 komentarai

    1. Mačiau antraštę, bet kelis kartus pasimovęs ant clickbaito jau daug metų nebandau tokių avantiūrų, nes galvojau, jog siauras vietinės reikšmės atradimas bus pritemptas iki sensacijos, bet klydau. Dėkui už pasidalinimą.

Leave a Reply

El. pašto adresas nebus skelbiamas. Būtini laukeliai pažymėti *