Kąsnelis Visatos DXLIII: Vandenilis

Gausiausias cheminis elementas Visatoje – vandenilis, – savaime suprantama, yra svarbus įvairiuose kontekstuose. Nuo to, kad sudaro vandenį, be kurio neįsivaizduojame gyvybės, iki tarpžvaigždinės medžiagos, iš kurios formuojasi žvaigždės. Praeitos savaitės naujienose randame tyrimų apie paskutinius Marso ežerus, apie chemines reakcijas Plutono palydove Charone, apie druskų judėjimą vandeninių egzoplanetų ledo mantijose ir apie neutralaus vandenilio paieškas tolimose galaktikose. Taip pat – supernovos sprogimą išgyvenusi žvaigždė ir Šaulio A* akrecijos mirgesio analizė. Gero skaitymo!

***

Ilga vandens istorija Marse. Praeityje Marse buvo daug skysto vandens – upės, jūros ir ežerai, lijo lietūs. Tą gerai žinome jau daugiau nei dešimtmetį. Taip pat žinome, kad prieš kelis milijardus metų planetos paviršius išdžiūvo. Bet kaip šis procesas vyko ir kada tiksliai baigėsi – vis dar neaišku. Štai dabar atrasta įrodymų, jog bent viename Marso regione reikšmingi skysto vandens kiekiai egzistavo prieš 2,5 milijardo metų – puse milijardo metų vėliau, nei mokslininkai manė planetą tapus sausa. Tyrimo autoriai nagrinėjo Ladono slėnį – pietiniame Marso pusrutulyje esantį upių vagų tinklą. Jau seniau žinoma, kad ten esama daug molingų uolienų. Molis svarbus tuo, kad formuojasi tik stabilioje daugmaž neutralaus pH vandens veikiamoje aplinkoje. Ištyrę įvairių orbitinių zondų darytas nuotraukas, mokslininkai įvertino slėnio uolienų amžių bei cheminę sudėtį. Pirmiausiai į akis krito įvairiaspalviai uolienų sluoksniai šiaurinėje – žemesnėje ir seklioje – slėnio dalyje. Sluoksnių kraštai yra vienodo aukščio, taigi greičiausiai žymi kadaise ten plytėjusį ežerą. Ežero ilgis buvo apie 200 kilometrų. Jo link veda siauros vagos iš aukštesnių pietinių regionų. Vagose matyti molingų uolienų transporto pėdsakai. Jauniausi tokie pėdsakai aptikti pietvakarinėse aukštumose, kur yra požymių, jog vanduo prasigraužė iš 2,5 milijardo metų amžiaus kraterio. Tai reiškia, kad tuo metu regione dar buvo gausu vandens, nors iki šiol buvo manoma, kad reikšmingi vandens kiekiai Marse tekėjo tik prieš tris milijardus metų ir seniau. Ladono slėnis nebuvo ir trumpalaikis vandens telkinys – seniausios uolienos, paveiktos vandens, yra 3,8 milijardo metų amžiaus. Ilgą laiką stabilus buvęs neutralaus pH vanduo – puiki terpė užsimegzti ir vystytis gyvybei, taigi ateityje verta čia ieškoti jos pėdsakų. Tyrimo rezultatai publikuojami Icarus.

***

Sieros dioksidas Europoje. Jupiterio palydovas Europa yra ledinis mėnulis – jį visą dengia dešimčių kilometrų storio ledo pluta. Kai kur plutą margina tamsios dėmės, kurių prigimtis iki šiol nebuvo aiški, nors labiausiai tikėtina hipotezė teigė, kad tai – sieros dioksidas. Daugiausiai dėmės matomos „galiniame“ pusrutulyje – Europos pusėje, priešingoje orbitinio judėjimo krypčiai (Europa visą laiką atsukusi vieną pusę į Jupiterį, taigi ir orbitos atžvilgiu palydovo pusės yra fiksuotos). Naujame tyrime pristatomi pirmieji Europos stebėjimai tolimųjų ultravioletinių spindulių ruože, kurie patvirtina sieros dioksido egzistavimą ir suteikia užuominų apie jo kilmę. Stebėjimai atlikti Hablo kosminiu teleskopu, kurio erdvinė skyra pakankama išskirti Europos paviršiaus regionus. Galiniame pusrutulyje aptikta 280 nanometrų bangos ilgio sugerties linija – būtent tokią spinduliuotę sugeria sieros-deguonies jungtis. Yra žinoma, kad sieros dioksidas sugeria ir 4,07 mikrometrų infraraudonąsias bangas, bet tokios sugerties Europoje neaptikta. Tai reiškia, kad sieros dioksido ten nedaug – maždaug 0,1%, lyginant su vandens ledu. Didžiausia sieros dioksido gausa aptikta tiesiai galinio pusrutulio centre. Toks rezultatas atitinka modelius, pagal kuriuos sieros kilmė yra gretimas palydovas Ijo. Vulkaninių išsiveržimų metu iš Ijo pabėgusius sieros jonus Jupiterio magnetinis lauka nugena iki Europos ir nusodina juos būtent už palydovo. Veikiami Saulės spindulių ir vėjo, jonai sureaguoja su vietiniu deguonimi iš vandens ledo ir suformuoja sieros dvideginį. Dar vienas įdomus rezultatas – visame stebėtame spektro ruože visa Europa yra vienodai tamsi – atspindi apie 5% Saulės šviesos. Toks rezultatas labai netikėtas, nes maždaug ties 210 nanometrų vandens ledo atspindžio spektras labai pasikeičia. Taigi būtų galima tikėtis, kad vandens ledo dengiama Europa trumpesnio bangos ilgio spindulius atspindės daug prasčiau, nei ilgesnius. Kodėl tokio pokyčio Europa neturi, lieka neaišku. Atsakymas gali labai padėti aiškinantis palydovo sandarą, evoliuciją ir netgi tinkamumą gyvybei. Tyrimo rezultatai publikuojami The Planetary Science Journal.

***

Charono raudonosios dėmės kilmė. 2015 metais skrisdamas pro Plutoną, New Horizons zondas fotografavo ne tik jį, bet ir palydovą Charoną. Pastarojo šiaurės ašigalį supa tamsiai raudonas regionas, pavadintad Mordoro dėme (angl. Mordor Macula). Raudoną spalvą jai suteikia organiniai junginiai tolinai – labai įvairūs polimerai, susidedantys iš nitrilų, angliavandenilių ir panašių junginių grupių. Kaip tie tolinai ten atsiranda ir kodėl jie matomi tik prie ašigalio? Dviejuose naujuose tyrimuose pateikiamas atsakymas, susidedantis iš Plutono-Charono sąveikos, energingų tarpžvaigždinių fotonų ir Saulės vėjo poveikio. Istorija prasideda nuo metano, kuris garuoja iš Plutono. Dalis jo nusėda Charone, daugiausiai ties pusiauju, bet taip pat ir ašigaliniuose regionuose. Visą Charoną, kaip ir Plutoną bei likusią Saulės sistemą, nuolat pasiekia tarpžvaigždinių Laimano-alfa fotonų srautas. Laimano-alfa fotonus daugiausiai skleidžia jaunos žvaigždės; pagal apibrėžimą, jie yra pakankamai energingi, kad sužadintų elektronus vandenilio atomuose. Tokios energijos taip pat užtenka suardyti metanui. Išlaisvinti radikalai yra labai reaktyvūs ir ima formuoti naujus junginius. Ties Charono pusiauju metano daug, fotonų santykinai mažai, todėl procesas vyksta lėtai ir formuojasi daugybė įvairių nelakių junginių, atsparių tolesniam spinduliuotės poveikiui. Arti ašigalių situacija priešinga – metano nedaug, fotonai jį ardo sparčiai ir formuojasi praktiškai vien tik etanas, kuris Laimano-alfa fotonams atsparus. Tačiau etanas yra skaidrus, taigi Mordoro dėmės paaiškinimui reikia dar vieno ingrediento – Saulės vėjo. Plutono-Charono orbita yra beveik statmena Plutono orbitai aplink Saulę, taigi metų laikų pokyčiai ten ypatingai stiprūs. Prasidėjus pavasariui, Saulės šviesa labai greitai išgarina metano likutį iš ašigalinių regionų, bet etanas ten lieka. Metanas greitai susikondensuoja priešingame ašigalyje ir lieka ten daugiau nei šimtui metų. Apšviestą ašigalį ima veikti Saulės vėjas – energingos dalelės, kurių pakanka etanui suskaldyti ir pradėti tolesnes chemines reakcijas. Jų metu ir formuojasi raudonieji tolinai. Pusiaujyje etano nedaug, o sunkesni junginiai, susidarę veikiant Laimano-alfa fotonams, yra gana atsparūs ir Saulės vėjui. Tyrimo rezultatai publikuojami Science Advances ir Geophysical Research Letters.

***

Ar mes kada nors išskrisime į kitas žvaigždžių sistemas? O gal tarpžvaigždinės kelionės žmonijai visada bus per sudėtingos? Apie tai pasakoja PBS Space Time:

***

Druskų apykaita egzoplanetose. Kai kurios egzoplanetos sudarytos daugiausiai iš vandens. Kitaip tariant, jas dengia šimtų kilometrų storio vandens sluoksnis, giliai paslepiantis visas uolienas. Ar galėtų tokiose planetose užsimegzti gyvybė? Daugelis mokslininkų mano, kad tam trukdytų vienas labai svarbus faktorius – ledo mantija. Dviejų šimtų kilometrų gylio vandenyno dugne net ir Žemėje slėgis būtų toks aukštas, kad vandens molekulės susispaustų į egzotišką ledo rūšį, vadinamą ledu-VII (priklausomai nuo temperatūros, dar ir kelis kartus žemesniame slėgyje gali formuotis ledas-VI). Vandeninių egzoplanetų spindulys ir masė paprastai bent keletą kartų didesni, nei Žemės, taigi stipresnė ir gravitacija, todėl egzotiškas ledas ima formuotis ir mažesniame, kelių dešimčių kilometrų, gylyje. Ledo mantija atskiria paviršiaus vandenyną nuo įvairiais cheminiais elementais turtingų uolienų gilumoje, taigi vandenynas lieka sterilus, ir gyvybei jame užsimegzti paprasčiausiai nėra iš ko. Bet ar tikrai? Naujame tyrime pateikiami argumentai, kad ledo mantijos nėra toks tvirtas barjeras, kaip įprastai manoma. Geriausias būdas patikrinti, kaip iš tikro elgiasi egzotiško ledo mantijos, būtų laboratoriniai eksperimentai, tačiau sukurti tokį aukštą slėgį pakankamai dideliame tūryje ir pakankamai ilgam laikui – kol kas neįveikiama užduotis. Taigi tyrimo autoriai pasinaudojo skaitmeniniais modeliais, kuriuose nagrinėjo vandens ledo sąveiką su valgomąja druska. Druska – natrio chloridas – yra labai dažnas mineralas, aptinkamas ir Saulės sistemos ledinių palydovų plutoje. Skaičiavimai parodė, kad egzotiško vandens ledo kristaluose gali būti iki 2,5% druskos priemaišų – kelis kartus daugiau, nei Baltijos jūroje. Priemaišos turi du efektus. Pirmasis – druskingu ledu lengviau juda jonai. Antrasis – ledas formuojasi aukštesniame slėgyje; taip pat aukštesnio slėgio reikia, kad ledas-VII pavirstų į kietesnę ledo-X formą. Abu efektai palengvina įvairių junginių – druskų ir ne tik – transportą nuo uolinių gelmių į skystą paviršių. O tai, savo ruožtu, pagerina galimybes tokiose planetose ar palydovuose užsimegzti ir tarpti gyvybei. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Communications.

***

Šydo ūkas. Šaltinis: Craig Stocks (Utah Desert Remote Observatories)

Supernovų liekanos dažnai yra įstabaus grožio ir sudėtingumo dariniai. Šioje nuotraukoje tas grožis dar labiau išryškintas, pašalinus aplinkinių žvaigždžių spinduliuotę. Šydo ūką sukūrė supernovos sprogimas, kurio šviesa Žemę pasiekė prieš 10 tūkstančių metų. Per tą laiką žvaigždės liekanos išsiplėtė iki maždaug 20 parsekų skersmens. Jei galėtume jį įžiūrėti plika akimi, dangaus skliaute ūkas būtų apie šešis kartus didesnis už Mėnulio pilnatį. Šioje nuotraukoje raudonai pažymėta sieros atomų spinduliuotė, žaliai – vandenilio, o mėlynai – deguonies.

***

Šaulio A* akrecijos mirgesys. Paukščių Tako centre, kaip ir kitose galaktikose, yra juodoji skylė. Mūsiškė, maždaug keturis milijonus kartų masyvesnė už Saulę, vadinama Šaulio A*. Aplink ją yra šiek tiek dujų – bet labai nedaug, nepalyginamai mažiau nei aktyviose galaktikose. Šios dujos, daugiausiai labai karšta plazma, po truputį krenta į juodąją skylę ir išspinduliuoja energijos. Kritimas bei spinduliuotė nėra visiškai tolygūs, tad Šaulio A* mirga. Mirgesys matomas didelio bangos ilgio – radijo bei milimetrinėse bangose. Analizuodami mirgesį, mokslininkai teigia nustatę dujų kritimo netolygumo priežastį. Tyrimas susidėjo iš keleto komponentų – stebėjimų ir skaitmeninių modelių. Skaitmeniniai modeliai leido įvertinti, kaip karštos dujos turėtų mirgėti priklausomai nuo akrecijos – medžiagos kritimo – pobūdžio ir stebėjimų paklaidų. Stebėjimai apėmė keleto valandų laikotarpį 2018 metais. Įvertinę spinduliuotės kintamumą skirtingomis laiko skalėmis, mokslininkai palygino šiuos duomenis su modeliais. Paaiškėjo du svarbūs dalykai: pirma, akreciją į Šaulio A* valdo dujų, susisukusių į storą diską, magnetinis laukas (angl. magnetically arrested disk); antra, dujos atkeliauja iš aplinkinių žvaigždžių vėjų. Anksčiau buvo manoma, kad dujos kaupiasi keleto parsekų dydžio toruse aplink juodąją skylę, iš kurio teka į centrą, tačiau toks modelis prognozuoja per menką spinduliuotės kintamumą valandų ir ilgesnėmis laiko skalėmis. Taip pat mokslininkai išnagrinėjo spinduliuotės kintamumą 2019 metais užfiksuoto ryškaus žybsnio metu. Kintamumas tuo metu, pasirodo, nebuvo labai kitoks, nei kitais laikotarpiais, nepaisant didesnio vidutinio šviesio. Tai reiškia, kad už žybsnį taip pat „atsakingi“ magnetiniai procesai, greičiausiai magnetinio lauko linijų persijungimas, panašiai kaip žvaigždžių žybsniuose. Tyrimo rezultatai publikuojami keturiuose straipsniuose The Astrophysical Journal ir The Astrophysical Journal Letters: Šaulio A* milimetrinės spinduliuotės kintamumas, kintamumas žybsnio metu, magnetinio lauko valdomos akrecijos modeliavimas, juodosios skylės ir plazmos sukimosi sąveika.

***

Supernovos sprogimą išgyvenusi žvaigždė. Supernovos yra žvaigždžių sprogimai. Ia tipo, arba termobranduolinės, supernovos metu sprogsta baltoji nykštukė – į Saulę panašios žvaigždės liekana. Dauguma šių sprogimų yra labai panašūs – pasiekia beveik vienodą maksimalų šviesį. Dėl šios priežasties Ia tipo supernovos naudojamos dideliems kosminiams atstumams matuoti: aptikus tokį sprogimą kitoje galaktikoje, galima palyginti regimąjį šviesį su žinomu tikruoju ir nustatyti atstumą iki galaktikos. Visgi iki šiol nežinome aiškių detalių, kaip šios supernovos įvyksta ir kas lemia nedidelius skirtumus tarp jų. Išskirtinis yra vienas jų porūšis, vadinamas Iax tipu: šios supernovos pastebimai blausesnės už kitas Ia tipo. Kai kurie mokslininkai mano, kad jos žymi nepilnus žvaigždžių sprogimus: priešingai nei Ia atveju, baltoji nykštukė neišsilaksto į skutus, o dalis jos lieka. Dabar pirmą kartą atrastas įrodymas, jog taip ir nutinka. SN 2012Z yra supernova, 2012 metais sprogusi galaktikoje NGC 1309. Archyvinių stebėjimų analizė 2014 metais leido identifikuoti sprogimą patyrusią žvaigždę. Tai buvo pirmas kartas, kai aptikta Ia tipo supernovos kaltininkė (apie šį atradimą tada irgi rašiau). Šiemet atlikti nauji tos galaktikos dalies stebėjimai parodė, kad žvaigždė ne tik nepradingo, bet šviečia netgi ryškiau, nei prieš sprogimą. Paorastai Ia tipo supernovos išblėsta per keletą metų, taigi galima drąsiai teigti, jog dabar matome ne supernovos sprogimo šviesą. Tyrėjų teigimu, žvaigždė dabar ryškiau šviečia todėl, kad jos spindulys išaugo. Taip galėjo nutikti dėl dviejų priežasčių. Visų pirma, kuo baltoji nykštukė masyvesnė, tuo jos spindulys mažesnis, taigi praradusi masės ji išsiplečia. Be to, po sprogimo likusi medžiaga greičiausiai yra karštesnė, nei buvo iki sprogimo, o tai irgi sąlygoja išsiplėtimą. Paradoksalu, bet SN 2012Z kaltininkė greičiausiai buvo viena masyviausių įmanomų baltųjų nykštukių. Seniau mokslininkai manė, kad jos visos sprogsta tik viršijusios kritinę maždaug 1,4 Saulės masių ribą, bet pastaruoju metu atrandama sprogimų, kurie greičiausiai suardė kiek mažesnes žvaigždes. Maksimalios masės nykštukės gravitacija stipriausia, o tai galimai leido jai išlaikyti dalį medžiagos ir išlikti po sprogimo. Šis atradimas padės geriau suprasti Ia tipo supernovų prigimtį ir eigą, materijos elgesį ekstremalaus tankio ir slėgio sąlygomis, bei patikslinti didžiulių kosminių atstumų matavimus. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal.

***

Galaktikų susiliejimų paieška. Kiekviena galaktika per gyvenimą patiria ne vieną susiliejimą su kita. Kai kurie susiliejimai vadinami mažaisiais – jų metu didesnė galaktika suvalgo palydovę; kiti – didieji – yra dviejų lygiaverčių galaktikų susijungimai, po kurių atsiradęs naujas objektas gali būti nepanašus į nei vieną iš pirmtakų. Kad ir kokio dydžio būtų susiliejimas, kurį laiką po jo galaktika atrodo netvarkinga – nesimetriška, pilna stambių gumulų. Taip pat manoma, kad susiliejimai paskatina žvaigždžių formavimąsi. Tiesa, žvaigždėdara gali sustiprėti ir dėl kitų priežasčių, o jei žvaigždėdaros žybsnis apima ne visą galaktiką, ši taip pat gali atrodyti nesimetriška. Kaip atskirti, ar galaktikos netvarkingumas yra neseniai įvykusio susiliejimo, ar kitų veiksnių padarinys? Ieškodami atsakymo, mokslininkai pasitelkė į pagalbą neuroninius tinklus ir detalius skaitmeninius modelius. Skaitmeniniai kosmologiniai modeliai leidžia sekti Visatos dalies evoliuciją beveik nuo Didžiojo sprogimo iki šių dienų. Tyrimo autoriai atrinko 160 tūkstančių dirbtinių galaktikų nuotraukų iš Illustris TNG100, vieno didžiausių ir detaliausių skaitmeninių modelių. Naudodamiesi jomis, jie apmokė ir išbandė neuroninį tinklą, skirtą identifikuoti galaktikas po susiliejimų ir atskirti jas nuo kitais būdais sujauktų. Tinklo tikslumas pasiekė 80 procentų – nors ir ne tobula, bet šis rezultatas gerokai geresnis, nei ankstesnių metodų. Pritaikę tinklą daugybės realių galaktikų duomenims, tyrėjai nustatė, jog susiliejimus patyrusios galaktikos dažniausiai yra transformacijos procese iš diskinių į elipsines, tuo tarpu kitais būdais sujauktos paprastai išlieka aiškiai diskinės. Tai nėra netikėta išvada, tačiau ji sustiprina pasitikėjimą tinklo rezultatais. Susiliejimus patyrusių galaktikų yra daug, o praeityje buvo dar daugiau: tarp galaktikų, kurių šviesa iki mūsų keliauja apie keturis milijardus metų, susiliejimus patyrusių yra 20%, o tarp tų, kurių šviesa keliauja 10 milijardų metų – net 50%. Įdomu ir kiek netikėta yra ir tai, kad tarp tų galaktikų, kurios žvaigždes formuoja labai sparčiai, susiliejimus patyrusių dalis nėra didesnė, nei bendroje galaktikų populiacijoje. Ši išvada prieštarauja dažnam teiginiui, jog susiliejimai paskatina žvaigždėdarą. Šis ir panašūs rezultatai padės patobulinti skaitmeninius modelius, o tai, savo ruožtu, pagerins supratimą apie visų Visatos struktūrų evoliuciją. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal.

***

Netikėtai šviesus kvazaras. Kvazarai yra ypatingai ryškūs aktyvūs galaktikų branduoliai – objektai, susidedantys iš supermasyvios juodosios skylės ir į ją krentančių dujų. Įkaitusios dujos neretai spinduliuoja kaip šimtas milijardų Saulių ar daugiau. Dabar aptiktas kvazaras, kurio šviesis viršija 100 trilijonų Saulės šviesių. Tai yra ryškiausias žinomas kvazaras per pastaruosius devynis milijardus metų – ryškesni žinomi egzistavo tik „kosminio vidurdienio“ metu, kai tiek galaktikų aktyvumas, tiek žvaigždžių formavimasis vidutiniškai Visatoje buvo keliasdešimt kartų didesni, nei dabar. Kvazaro, įvardijamo tik katalogo numeriu SMSS J114447.77-430859.3, šviesa iki mūsų keliavo septynis milijardus metų. Išmatavę kvazaro spektrą, mokslininkai aptiko keletą plačių spektro linijų. Jos išsiplečia todėl, kad sklinda iš dujų, kurios dideliais greičiais skrieja aplink centrinę juodąją skylę. Žinodami dujų greitį, galime apskaičiuoti ir juodosios skylės masė – ji pasirodė esanti apie 2,5 milijardo Saulės masių. Skaičius didžiulis, bet toli gražu ne pats didžiausias tarp supermasyvių juodųjų skylių. Tai yra gana įdomu, nes tam, kad pasiektų tokią kvazaro galią, ši juodoji skylė turėtų ryti daugiau nei 80 Saulės masių dujų per metus. Tuo tarpu teoriniai skaičiavimai rodo, kad 2,5 milijardo Saulės masių juodoji skylė tegali suvalgyti 55 Saulės mases per metus – pasiekus šią ribą, spinduliuotės slėgis atsveria gravitaciją, todėl dujos sparčiau kristi nebegali. Akivaizdu, kad kažkur yra neatitikimas. Gali būti, kad kvazaro spinduliuotė sklinda nesimetriškai, ir į mus nukreiptas didesnis nei vidutinis srautas. Gali būti, kad juodosios skylės masė įvertinta neteisingai – šio dydžio paklaidos siekia maždaug trijų kartų neatitikimą. Galimi ir kitokie paaiškinimai, kurie atskleistų naujų žinių apie šių išskirtinių kosminių monstrų prigimtį ir fiziką. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Didžiausia neutralaus vandenilio apžvalga. Neutralios vandenilio dujos yra viena pagrindinių tarpžvaigždinės medžiagos sudedamųjų dalių. Stebėdami jas Paukščių Take ir aplinkinėse galaktikose, astronomai gali suprasti, kur galaktikose turėtų formuotis daugiausiai žvaigždžių, kaip pasiskirstęs gravitacinis potencialas, kaip vyksta medžiagos apykaita tarp galaktikos ir aplinkinės erdvės, ir rasti atsakymus į daugybę kitų klausimų. Neutralaus vandenilio paieškas tolimose galaktikose riboja teleskopų galimybės – aptikti 21 centimetro bangos ilgio spinduliuotę iš labai tolimų objektų reikia galingų radijo teleskopų. Dažniausiai tokie tyrimai daromi nagrinėjant pavienes galaktikas. Dabar pirmą kartą padarytas platus apžvalginis tyrimas, kuriame stebėtas daugybės galaktikų neutralaus vandenilio kiekis. Tyrimui atlikti mokslininkai pasitelkė Pietų Afrikoje stovintį radijo teleskopų masyvą MeerKAT. 64 masyvą sudarančios antenos skirtos interferometriniams matavimams, kai visi teleskopai sujungiami į vieną virtualų, kuriuo galima pasiekti daug geresnę erdvinę skyrą. Tačiau šio tyrimo autoriai kiekvieną teleskopą nukreipė į šiek tiek kitą dangaus lopinėlį, o tada sujungė jų duomenis į bendrą paveikslą, apimantį daugiau nei 200 kvadratinių laipsnių, arba apie pusę procento dangaus skliauto ploto. Šiame plote žinoma daugiau nei 4000 galaktikų, kurių šviesa iki mūsų keliauja apie puspenkto milijardo metų; būtent tokį erdvės regioną stebėjo ir radijo teleskopai. Pastebėtas labai geras atitikimas tarp užfiksuotų vandenilio dujų sankaupų ir galaktikų padėčių. Tai neturėtų stebinti – dujos būtent galaktikose ir kaupiasi, – bet parodo, kad metodas veikia ir tikrai aptinka galaktikas. Taigi ateityje šiuo metodu bus galima sekti galaktikų išsidėstymą didžiuliuose Visatos regionuose, kur kiti stebėjimai duoda ne tiek daug duomenų. Taip pat sėkmingai išmatuotas tipinis vandenilio dujų tankis, lyginant su vidutiniu Visatoje – sutankėjimas nežymus, tačiau statistiškai reikšmingas. Šie rezultatai parodo, kad dideli radijo teleskopų masyvai gali būti efektyviai naudojami didžiausio masto Visatos struktūrų analizei. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Aktyvus labai tolimas superspiečius. Kosminiai reiškiniai dažniausiai vyksta lėtai, bet vieni lėčiau už kitus. Pavyzdžiui, žvaigždžių spiečiai, ypač jauni, gali reikšmingai pasikeisti per dešimtis milijonų metų, galaktikoms reikia bent šimtų milijonų, o galaktikų spiečiams – milijardų metų. Keli milijardai metų – ne tokia jau menka Visatos amžiaus dalis, taigi stebėdami tolimus spiečius dažniausiai matome aiškius skirtumus nuo artimesnių, kurie parodo jų raidą. Bet būna ir anomalijų: štai dabar aptiktas ypatingai tolimas spiečius, daugeliu savybių panašus į gerokai ilgiau gyvenusius artimesnius. Spiečius – ar, tiksliau, protospiečius, nes jį sudaro galaktikos, dar tik krentančios į sankaupą – žinomas tik katalogo numeriu SPT2349−56. Jo šviesa iki mūsų keliauja 12,3 milijardo metų; kitaip tariant, spiečių matome tokį, koks jis buvo Visatai esant maždaug pusantro milijardo metų amžiaus. Jau seniai buvo žinoma, kad jame žvaigždės formuojasi ypatingai sparčiai, bet nebuvo išskirtos atskiros galaktikos, tad nebuvo aišku, kokios jos yra. Naujojo tyrimo autoriai atliko labai detalius stebėjimus regimųjų ir infraraudonųjų spindulių ruože, atskyrė pavienes protospiečių sudarančias galaktikas ir nustatė jų savybes. Paaiškėjo, kad sparčiai formuojančios žvaigždes galaktikos jau turi labai daug žvaigždžių – tokia tendencija matoma visais laikais, o konkretus santykis panašus į kitų tokiu atstumu matomų galaktikų. Iš kitos pusės, šiose galaktikose palyginus nedaug šaltų dujų, iš kurių galėtų formuotis žvaigždės; tai reiškia, kad žvaigždėdara jose išskirtinai efektyvi. Jei žvaigždėdara taip tęsėsi ir toliau, kone visos SPT2349−56 galaktikos šaltų dujų neteko per šimtą milijonų metų ir mažiau, tuo tarpu daugumai to laikotarpio galaktikų ši laiko skalė siekia apie milijardą metų. Išrikiavus protospiečiaus galaktikas pagal masę gaunamas pasiskirstymas, primenantis spiečius, egzistavusius šešių milijardų metų amžiaus Visatoje – keturis kartus senesnėje, nei SPT2349−56 stebėjimo metu. Kaip šis spiečius susidarė toks masyvus taip greitai – nežinia, bet panašių anomalijų paieškos puikiai tinka patikrinti Visatos evoliucijos modelius. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

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

Laiqualasse

2 komentarai

    1. Baltoji nykštukė yra (dažniausiai) anglies ir deguonies mišinys, kurio centre nesusidaro pakankamas slėgis, kad šie elementai galėtų jungtis į sunkesnius. Bet jei jos masė išauga pakankamai didelė, termobranduolinės reakcijos gali prasidėti, ir prasidėjusios suardo nykštukę į šipulius. Tai ir yra Ia tipo, arba termobranduolinė, supernova.

      Toks scenarijus, kokį aprašiau aukščiau, buvo laikomas standartiniu ir „gerai suprastu, teliko tik detales patikslinti“, prieš kokį dešimtmetį. Bet, atrodo, pastaruoju metu ima aiškėti, kad situacija sudėtingesnė. Nėra vienos masės ribos, kurią viršijus tikrai įvyksta sprogimas – dažnai sprogimai nutinka ir kiek mažesnėse nykštukėse. Neaišku, ar sprogimas prasideda nuo centro (tiesioginis O-C jungimasis), ar nuo paviršiaus (H/He apvalkalo degimas, kurio metu pakilęs slėgis suspaudžia ir gilesnius sluoksnius), ar dar kaip nors kitaip. Neaišku, kaip iš tiesų sklinda smūginė banga ir kada ji pasidaro smūginė, o ne tiesiog termobranduolinės „liepsnos“ frontas, ir t.t.

Leave a Reply

El. pašto adresas nebus skelbiamas. Būtini laukeliai pažymėti *