Kąsnelis Visatos DXLVII: Gaudynės

Kaip užfiksuoti dalelę, kuri gali pralėkti kiaurai Žemę su niekuo nesusidurdama? Vienas būdas – nusiųsti detektorių ten, kur tų dalelių labai labai daug. Būtent toks pasiūlymas iškeltas kalbant apie neutrinus: orbitinis detektorius arti Saulės galėtų būti naudingesnis, nei didžiuliai detektoriai Žemėje. Tuo tarpu kitame pasiūlyme kalbama apie geriausią būdą pagauti ir prie Žemės atgabenti asteroidą: pasirodo, dviem erdvėlaiviais tą padaryti lengviau, nei vienu. Na, o dar viena praeitą savaitę paskelbta idėja – gravitacinių bangų detektoriaus pritaikymas tamsiosios materijos sankaupų paieškai. Kitose naujienose – naujas metodas egzoplanetų paieškai dvinarėse sistemose, raudonųjų milžinių evoliucijos analizė remiantis senoviniais jų stebėjimais bei galaktinių čiurkšlių poveikio tarpžvaigždiniams debesims modeliavimas. Gero skaitymo!

***

Orbitinis neutrinų detektorius? Neutrinai yra elementariosios dalelės, kurios beveik nesąveikauja su kita medžiaga. Jos susidaro termobranduolinių reakcijų metu. Pagrindinis Žemę pasiekiančių neutrinų šaltinis yra Saulė; jie atlekia tiesiai iš Saulės gelmių, taigi tyrinėdami Saulės neutrinus galime geriau suprasti ir procesus, vykstančius žvaigždės centre, kurio kitaip pamatyti neįmanoma. Žemę nuolatos pasiekia milžiniškas neutrinų srautas, tačiau detektoriai – giliai po paviršiumi įrengtos didžiulės vandens talpos su jutikliais, fiksuojančiais visas dalelių sąveikas su vandens molekulėmis – užfiksuoja vos kelis šimtus per dieną. Dabar grupė mokslininkų pasiūlė, kaip jų užfiksuoti daug daugiau – pastatyti detektorių, kuris neutrinus gaudytų kosmose, labai arti Saulės. Pati idėjos esmė – labai paprasta. Kadangi neutrinų srautas, tolstant nuo Saulės, mažėja kaip atstumo kvadratas, tai reiškia, kad dešimt kartų arčiau Saulės esantis detektorius galėtų užfiksuoti šimtą kartų daugiau neutrinų. Artimiausias Saulei žmonių sukurtas zondas, Parker Solar Probe, priartėja 30 kartų arčiau žvaigždės, nei Žemė; galima tikėtis, kad artimiausiu metu technologijos ištobulės tiek, jog zondai galės priartėti dar bent keletą kartų arčiau. Taigi logiška daryti išvadą, jog būtų įmanoma pasiekti 10 tūkstančių kartų didesnį neutrinų srautą, nei patiriamas Žemėje. Aišku, į kosmosą išskraidinti dešimčių tūkstančių tonų masės vandens talpas neįmanoma, tačiau egzistuoja ir kitokie detektoriai. Neutrinai palyginus neblogai sąveikauja su keliais cheminiais elementais, pavyzdžiui galiu ar indžiu, ir paverčia juos kitais. Tokios sąveikos išmeta energingus elektronus ir išspinduliuoja gama fotonus, kuriuos aptikti nesudėtinga. Taigi detektorius gabentų galio ar panašaus elemento mėginius ir detektorius jiems stebėti. Elektrono ir gama fotono pora, arba dvigubas pulsas, leistų atskirti neutrino sąveiką nuo kitokių poveikio mėginiui šaltinių, pavyzdžiui, kosminių spindulių. Tyrimo autorių teigimu, atskyrimas turėtų būti labai efektyvus – atmetama daugiau nei 75% atsitiktinių gama spindulių sąveikų ir visos sąveikos, kuriose gama spinduliuotė nefigūruoja. Taigi kosminis neutrinų detektorius leistų fiksuoti aiškų Saulės neutrinų srautą; be to, skraidydamas orbita aplink Saulę, jis galėtų nustatyti srauto skirtumus skirtingose Saulės platumose, ko neįmanoma padaryti stebint iš Žemės. Tai leistų geriau suprasti, kaip vyksta termobranduolinės reakcijos mūsų žvaigždėje. Įdomu, kad kosminis neutrinų detektorius duotų naudos ir Saulės sistemos pakraštyje, 20-40 kartų toliau, nei Žemė. Tokiu atstumu nuo Saulės susikerta iš toli atlėkusių neutrinų trajektorijos, kurias iškreipia Saulės gravitacija. Taigi sistemos pakraštyje skrajojantis detektorius leistų detaliau nagrinėti neutrinų šaltinius už Saulės sistemos ribų, pavyzdžiui, ypatingai ryškius aktyvius galaktikų branduolius. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Asteroidų gaudymas erdvėlaivių poromis. Viena iš pagrindinių kliūčių kosminės infrastruktūros vystymui – sudėtingas resursų gabenimas iš Žemės į kosmosą. Daug paprasčiau – taigi ir pigiau – būtų resursus išgauti, perdirbti ir reikalingus produktus gaminti tiesiai kosmose. Daugybė resursų yra asteroiduose, tad jų kasinėjimas potencialiai gali suteikti išteklių žmonijos ekspansijai po visą Saulės sistemą. Deja, nepaisant keleto bandymų, asteroidų kasinėjimas kol kas realybe netapo. Viena iš pagrindinių kliūčių čia yra atstumai iki asteroidų: norint juos pasiekti ir parsigabenti resursus, reikia keliauti didelius atstumus. Alternatyva būtų iki Žemės atskraidinti pačius asteroidus, o kasinėti juos jau prie pat planetos arba prie Mėnulio. Žinoma, ar gabensime asteroidą, ar tik jo iškasenas, misijai reikia daug energijos, taigi ir daug kuro. Bet galbūt galima jo sutaupyti? Grupė mokslininkų pasiūlė misijos planą, kuris leistų prie Žemės atgabenti 20-30% daugiau medžiagos, nei įprastai svarstomos idėjos. Įprastas asteroido pargabenimo scenarijus yra toks: erdvėlaivis nuskrenda prie asteroido, prisikabina prie jo ir pakeičia pastarojo trajektoriją, kad atgabentų jį arti Žemės orbitos, tada vėl pakeičia trajektoriją, kad toje orbitoje ir pasiliktų. Šiuo atveju erdvėlaivis keliauja kartu su asteroidu. Naujojo plano skirtumas – naudojami du erdvėlaiviai. Vienas nuskrenda iki asteroido ir pastumia jį, tačiau pats lieka tolimoje orbitoje. Pastumtas asteroidas priartėja prie Žemės orbitos, kur jį pasitinka kitas erdvėlaivis, prisikabina ir sustabdo. Taigi iki asteroido, galima sakyti, keliauja tik „pusė erdvėlaivio“ – tiksliau sakant, pusė kuro. Nors erdvėlaivių reikia dviejų, kuro sutaupymas leidžia pargabenti Žemės link didesnį asteroidą, arba daugiau asteroidų, jei erdvėlaiviai juos pagauna vieną po kito. Priklausomai nuo sąlygų – svarbiausia iš jų yra asteroido orbitos nuotolis nuo Saulės – naujojo scenarijaus efektyvumas standartinį, vieno erdvėlaivio, efektyvumą gali viršyti ir 30%. Sumodeliavę galimas keliones į keletą artimų Žemei tikrų asteroidų, mokslininkai taip pat nustatė, kad dviejų erdvėlaivių scenarijumi misijos gali trukti apie dešimtadaliu – maždaug metais-dviem – trumpiau. Tyrimo rezultatai publikuojami Acta Astronautica.

***

Tamsiąją materiją pagausime gravitacinėmis bangomis? Tamsioji materija sudaro apie 80% visos Visatos medžiagos. Bent jau taip galime spręsti iš netiesioginių įrodymų – galaktikų sukimosi, didelių struktūrų formavimosi ir taip toliau. Tačiau bandymai ją aptikti tiesiogiai kol kas bevaisiai. Iš dalies tai suprantama – tamsioji materija oagal apibrėžimą nesąveikauja su šviesa, todėl jos tiesiogiai pamatyti neįmanoma. Visgi remiantis teorinių modelių prognozėmis, dabartiniai detektoriai turėtų užfiksuoti juos kertančių tamsiosios materijos dalelių gravitaciją. Tačiau net ir to padaryti iki šiol nepavyko. Vienas galimas paaiškinimas – tamsiosios materijos netolygumas. Įprastiniuose modeliuose daroma prielaida, kad tamsioji materija mažesniuose už galaktikas masteliuose yra visiškai tolygi. Bet gali būti ir kitaip – kai kurie modeliai prognozuoja, jog ji susitelkusi į maždaug Saulės sistemos dydžio, tačiau vos kilometrinio asteroido masės, gumulus. Naujame tyrime nagrinėjama, kaip tokius gumulus būtų galima aptikti. Skrisdamas pro Saulės sistemą, gumulas turėtų nežymų, bet aptinkamą poveikį aplinkinių kūnų judėjimui. Tą poveikį aptikti galėtų tinkami gravitacinių bangų detektoriai. Tyrėjų teigimu, tinkamiausi būtų detektoriai, jautrūs mikrohercų dažnio gravitacinėms bangoms. Tokie detektoriai galėtų remtis, pavyzdžiui, labai tiksliu asteroidų orbitų stebėjimu. Tikėtina, kad vieną tamsiosios materijos gumulą detektorius aptiktų per 20 metų. Šiandieniniai antžeminiai detektoriai, deja, jautrūs daug aukštesnio dažnio gravitacinėms bangoms, todėl tokiems gumulams aptikti netinka. Jais būtų įmanoma aptikti tik daug mažesnius gumulus, tačiau jų poveikis gerokai silpnesnis, todėl ir aptikimo laukti reikėtų ilgiau. Pasiūlytu metodu būtų galima aptikti ne tik „tipinę“ tamsiąją materiją, bet ir įvairias egzotiškas jos variacijas. Pavyzdžiui, kai kurie modeliai remiasi prielaida, jog tamsioji materija tarpusavyje sąveikauja tam tikra nauja, kitos materijos neveikiančia, sąveika. Kuo ši sąveika stipresnė, tuo kompaktiškesni gumulai ir tuo dažniau juos pavyktų aptikti. Taigi aptikimų statistika leistų įvertinti daugiau nei vien tamsiosios materijos kiekį Galaktikoje. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Perturbacijos dvinarėje atskleidžia egzoplanetos egzistavimą. Kai kurios dvinarės žvaigždės skrieja taip arti viena aplink kitą, kad vienos žvaigždės medžiaga pritraukiama prie kitos. Jos vadinamos kataklizminėmis kintančiosiomis žvaigždėmis (angl. Cataclysmic Variables, CVs). Paprastai viena – masyvesnė – žvaigždė yra baltoji nykštukė, o kompanionė yra mažesnės masės, bet didesnio spindulio raudonoji nykštukė. Ant baltosios nykštukės krentanti medžiaga suformuoja akrecinį diską, kurio spinduliuotė gali nustelbti abiejų žvaigždžių Žvaigždėms skriejant aplink bendrą masės centrą, atstumas tarp jų gali keistis, todėl ir medžiagos judėjimas iš vienos žvaigždės į kitą nėra pastovus. Taigi kinta ir sistemos šviesis. Kartais šviesio pokyčiia atsikartoja labai ilgais periodais – daug ilgesniais, nei galimas žvaigždžių orbitos periodas. Naujame tyrime nagrinėjama, ar tokius pokyčius gali sukelti aplink abi žvaigždes besisukanti planeta ir kokios masės planetos galėtų egzistuoti keturiose žinomose CV sistemose. Planetos gravitacija šiek tiek pakeičia – perturbuoja – abiejų žvaigždžių gravitacinį lauką, taigi pakeičia ir medžiagos kritimo iš raudonosios nykštukės į baltąją spartą. Įvertinę šio efekto dydį, mokslininkai nustatė, kad kūnai, kurių masė yra tarp 0,63 ir 97 Jupiterio masių, gali paaiškinti tiek šviesio pokyčių dydį, tiek periodą, trijose iš keturių nagrinėtų CV: Žirafos LU, Gyvatės QZ ir Lūšies BK. Dar vienos, Heraklio V1007, savybes modelis irgi gali paaiškinti, tačiau prasčiau, todėl tvirtai teigti, kad toje sistemoje yra planeta, tyrimo autoriai nesiryžta. Ateityje šį metodą galima bus pritaikyti ir kitoms CV žvaigždėms. Nors jis nėra toks patikimas, kaip radialinių greičių ar tranzitų metodai, šviesio pokyčių metodui nesvarbus orbitų išsidėstymas mūsų atžvilgiu, taigi kai kuriais atvejais jis gali būti vienintelis būdas patikrinti, ar sistemoje esama planetų. Tyrimo rezultatai publikuojami MNRAS.

***

Netikėtai elipsiška egzoplanetos orbita. Saulės sistemos planetų orbitos yra beveik apskritiminės. Tokios jos yra daugiau nei keturis milijardus metų, praktiškai nuo pat susiformavimo. Ir nekeista – jei kuri nors planeta skrietų labai elipsiška trajektorija, greičiausiai jau būtų praskridusi labai arti kurios nors kitos ir išsviesta lauk iš sistemos arba numesta į Saulę. Arba, per ilgą laiką orbita po truputį būtų suapskritimėjusi. Dabar atrasta egzoplaneta, skriejanti ypatingai ištęsta orbita, o tai greičiausiai byloja apie palyginus neseniai sistemoje įvykusį artimą planetų prasilenkimą. Remdamiesi daugiau nei dviejų dešimtmečių stebėjimais, mokslininkai nustatė, kad žvaigždė HD83443 turi dideliu atstumu labai elipsiška orbita skraidančią kompanionę. Planeta HD83443c yra maždaug pusantro karto masyvesnė už Jupiterį, o vieną ratą aplink žvaigždę apsuka per daugiau nei 22 metus (palyginimui, Jupiteris aplink Saulę apsisuka per 12 metų, Saturnas – per 29). HD83443c arčiausiai prie žvaigždės priartėja maždaug tokiu atstumu, kaip Marsas nuo Saulės, o daugiausiai nutolsta toliau nei Saturnas – septynis kartus toliau. HD83443 buvo ilgai stebima todėl, kad tai buvo viena pirmųjų žvaigždžių, prie kurios aptikta planeta – HD83443b yra maždaug Jupiterio masės planeta, vieną ratą aplink žvaigždę apsukanti per tris paras. Nors dabar egzoplanetų žinoma daugiau nei penki tūkstančiai, daugiau nei 800 sistemų aptikta po daugiau nei vieną planetą, tokia kombinacija – viena labai artima ir viena labai tolima planeta – pasitaiko tikrai retai. Kai pridedame tokią neįprastą išorinės planetos orbitą, HD83443 sistema apskritai atrodo unikali. Teoriniai modeliai rodo, kad labai arti žvaigždės masyvios planetos formuotis negali, taigi HD83443b turėjo susiformuoti kažkur toliau ir paskui atmigruoti į sistemos centrą. Tačiau lėta migracija sąveikaujant su protoplanetiniu disku taip pat nėra labai efektyvi ir priartinti planetos į tokią artimą orbitą negali. Alternatyvus paaiškinimas yra dviejų planetų artimas prasilenkimas, kurio metu viena iš planetų nusviedžiama artyn prie žvaigždės, o kita – tolyn nuo jos. Tokiais atvejais viena iš planetų gali įkristi tiesiai į žvaigždę, kita – visiškai pabėgti iš sistemos, bet galimos ir mažiau radikalios baigtys. Būtent tokią ir matome prie žvaigždės HD83443. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Tūkstantmečių stebėjimai padės ištirti raudonąsias milžines. Masyvios žvaigždės baigdamos gyvenimą iš baltai-mėlynų ir ryškių pavirsta raudonomis ir dar ryškesnėmis. Visa žvaigždės gyvavimo trukmė siekia keliolika ar keliasdešimt milijonų metų, tuo tarpu virsmas iš pagrindinės sekos į raudonąją supermilžinę trunka tik kelia tūkstantmečius. Toks laikotarpis palyginamas su žmonių civilizacijos istorija, taigi ir su astronominių stebėjimų laikotarpiu. Dabar grupė mokslininkų pasinaudojo tokiais istoriniais stebėjimais, kad nustatytų keleto ryškių raudonųjų supermilžinių amžių. Iš viso danguje yra 236 žvaigždės, kurių spalvą galima įvertinti plika akimi. Atidėję visų šių žvaigždžių spalvą ir ryškį atitinkamoje diagramoje, astronomai susikoncetravo į kelias, esančias arti numanomos virsmo zonos – vadinamajame Hercšprungo tarpe. Ten šiuo metu randame tris ryškias žvaigždes – Betelgeizę Oriono žvaigždyne, Antaresą Skorpione ir Vezeną Didžiajame Šunyje. Istoriniuose metraščiuose šios žvaigždės minėtos keletą kartų. Prieš du tūkstantmečius rašę tiek romėnų, tiek kinų astronomai Betelgeizę įvardijo kaip geltoną žvaigždę, spalva panašią į Saturną. Šiuo metu ji yra tikrai raudona – reikšmingai kitokia, nei apie nulinius metus. Iš šių duomenų mokslininkai daro išvadą, kad Betelgeizė Hercšprungo tarpą kirto maždaug prieš tūkstantį metų. Tai reiškia, kad jos amžius yra maždaug 14 milijonų metų, o masė – 14 Saulės masių. Alternatyvūs modeliai, atkuriantys šiandienines žvaigždės savybes, negali atkurti dviejų tūkstančių metų senumo duomenų, arba atvirkščiai. Antaresas, priešingai, istoriniuose metraščiuose minimas kaip raudona žvaigždė, kaip ir šiuo metu. Taigi jis raudonąja supermilžine virto seniau. Vezenas šiuo metu yra geltona žvaigždė, bet seniau buvo balta, taigi yra evoliuciškai jaunesnis už Betelgeizę. Šis tyrimas – tik vienas iš daugelio pavyzdžių, kai istoriniai stebėjimų duomenys padeda daryti naujus atradimus šiandien. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Debesys Fermi burbuluose – įvairialypiai. Paukščių Take egzistuoja du didžiuliai karštų dujų burbulai, nusidriekę nuo Galaktikos centro statmenai jos diskui. Burbulų aukštis didesnis, nei atstumas nuo Saulės iki Galaktikos centro. Plika akimi jų nepamatysime, nes jie skleidžia praktiškai tik rentgeno bei gama spinduliuotę. Tad atrasti šie burbulai tik prieš 13 metų, ir pavadinti Fermi burbulais, pagal gama spindulių teleskopą, kurio duomenyse jie pirmą kartą užfiksuoti. Prieš keletą metų nustatyta, kad burbuluose esama tankesnių dujų debesų, pavadintų Fermi burbulų Didelio greičio debesimis (Fermi Bubble High-Velocity Clouds, FB HVCs). Debesys tolsta nuo Galaktikos centro kartu su pagrindine burbulų medžiaga, taigi dauguma mokslininkų mano, jog jų kilmė yra bendra – Galaktikos centras, kuriame prieš keletą milijonų metų nutikęs aktyvumo epizodas ir suformavo burbulus. Tačiau naujo tyrimo autoriai teigia kitaip – bent dalis debesų sudaryti iš halo, o gal ir tarpgalaktinių, dujų. Jie atliko dvylikos debesų cheminės sudėties analizę ir nustatė, kad daugumos jų sandara gerokai skiriasi nuo Galaktikos centre esančių dujų. Taigi šie debesys turėjo atkeliauti ir prie burbulų prisijungti iš kitur. Kai kuriuose debesyse už helį sunkesnių cheminių elementų kiekis – vadinamasis metalingumas – tesiekia penktadalį Saulės, tuo tarpu Galaktikos centro dujų metalingumas yra apie tris kartus didesnis, nei mūsų žvaigždės. Maždaug Saulės metalingumo debesys galėjo atsklisti iš Paukščių Tako disko – ten nuolat vyksta debesų išmetimas į Galaktikos halą ir grįžimas atgal, vadinamas galaktiniu fontanu. Mažiausio metalingumo debesis sudaro dujos, kurios ir anksčiau buvo tik Galaktikos hale arba netgi krito į jį iš tarpgalaktinės erdvės. Šie rezultatai įdomūs ne tik kalbant apie Fermi burbulų kilmės ir evoliucijos analizę, bet ir bendrai nagrinėjant aktyvių branduolių poveikį galaktikoms. Jie rodo, kad aktyvių galaktikų tėkmės gali vienu metu iš galaktikos išnešti ir hale, ir diske bei centre buvusią medžiagą, o tai svarbu interpretuojant tokių tėkmių stebėjimų duomenis. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Astronomy.

***

Galaktika M74 infraraudonųjų spindulių ruože. Šaltinis: NASA/ESA/CSA/STSCI/Judy Schmidt

Čia – viena pirmųjų James Webb teleskopo nuotraukų. Ne iš to garsiojo penketo, kurį visi aptarinėjo prieš porą savaičių, bet paskelbta truputį vėliau. Galaktika M74 yra už dešimties megaparsekų nuo mūsų; išvaizda ji šiek tiek panaši į mūsų Paukščių Taką – turi diską ir aiškias spiralines vijas, tiesa, be skersės. Regimųjų spindulių vaizde matyti žvaigždės bei dulkių juostos, o infraraudonuosiuose išryškėja dujos. Žvaigždžių spinduliuotė ir supernovos išpučia burbulus, kurie spiraliniam sūkuriui suteikia kunkuliuojančios versmės įvaizdį.

***

Galaktikų aktyvumo ir žvaigždėdaros matavimas. Dauguma galaktikų aplinkinėje Visatoje yra gana ramios – jose ir žvaigždės formuojasi neypatingai sparčiai, ir centrinės juodosios skylės ryja nedaug medžiagos. Žinoma, pasitaiko išimčių. Kai kurios galaktikos ir viena, ir kita daro ypatingai sparčiai. Kaip taisyklė, šiose galaktikose yra ir labai daug dulkių, kurios sugeria visą regimąją ir ultravioletinę spinduliuotę, sklindančią iš centrinių regionų. Tad analizuoti galaktikose vykstančius procesus belieka nagrinėjant jų labai intensyvią infraraudonąją spinduliuotę. Šios galaktikos ir vadinamos Šviesiomis infraraudonosiomis galaktikomis (angl. Luminous InfraRed Galaxies, LIRGs; pagal ryškumą dar išskiriamos šviesesnės ultra- ir hiper- klasės ULIRG ir HLIRG). Vienas pagrindinių klausimų apie LIRG – žvaigždėdaros ir juodosios skylės augimo spartos jose. Tą nustatyti būtų galima analizuojant spektro linijas, mat vienas jų sužadina žvaigždžių spinduliuotė, kitas – į juodąją skylę krentančių dujų. Deja, LIRGuose šios spektro linijos – įvairių neono ir deguonies jonų – yra labai silpnos, tad jų praktiškai neįmanoma atskirti nuo triukšmo. Dabar mokslininkai įveikė šią problemą ir sukalibravo spektro linijomis paremtos analizės metodą. Sumažinti paklaidas leido jungtinė daugelio galaktikų duomenų analizė. Kadangi spektro linijos kiekvienoje jų yra vienodos, o triukšmas – atsitiktinis, sudėjus spinduliuotės intensyvumą linijos išryškėja. Galaktikas mokslininkai sugrupavo pagal ankstesnių tyrimų duomenis, kurie, nors ir nelabai patikimai, nurodė, kurios iš jų turi stiprius aktyvius branduolius, o kurios – silpnus. Sudalinę dviejų šimtų galaktikų imtį į šešias grupes, kiekvienos grupės jungtiniame spektre jie aiškiai išskyrė spektro linijas, rodančias tiek žvaigždėdaros, tiek juodosios skylės akrecijos spartą. Paaiškėjo, kad vieną kartą jonizuoto neono spinduliuotė – pagrindinis žvaigždėdaros spartos indikatorius – daugmaž vienoda visose galaktikų grupėse, tuo tarpu nuo aktyvaus branduolio spinduliuotės priklausančios trigubai jonizuoto deguonies ir keturgubai jonizuoto neono – išauga daugiau nei dešimt kartų, einant nuo menkiausių iki didžiausių aktyvaus branduolio dedamųjų. Trigubai jonizuoto deguonies spinduliuotė leidžia geriausiai įvertinti juodosios skylės akrecijos spartą, tačiau šią liniją sužadinti gali ir žvaigždėdara, todėl reikia jas vieną nuo kitos atskirti. Pasitelkę informaciją apie kitas linijas, tyrimo autoriai sukalibravo deguonies spinduliuotės intensyvumo ir akrecijos spartos ryšį. Pritaikę jį tai pačiai galaktikų imčiai, jie nustatė, kad juodosios skylės akrecijos sparta apskritai kinta nuo dešimties Saulės masių per milijoną metų iki penktadalio Saulės masės per metus – daugiau nei dešimt tūkstančių kartų. Neįvertinus žvaigždėdaros įtakos linijos stiprumui, stipriausios žvaigždėdaros galaktikose akrecijos intensyvumas gali būti pervertinamas iki 30 kartų. Santykis tarp juodosios skylės akrecijos spartos ir žvaigždėdaros spartos gali skirtis iki tūkstančio kartų, lyginant mažiausią aktyvaus branduolio dedamąją turinčias galaktikas su stipriausiomis. Šie rezultatai svarbūs dėl keleto priežasčių. Visų pirma, jie leis ateityje gana patikimai įvertinti žvaigždėdaros ir juodosios skylės akrecijos spartą LIRGuose, išmatavus jų infraraudonosios spinduliuotės spektrą. Tai ypač svarbu James Webb teleskopo darbui, mat jis stebi būtent infraraudonąją spinduliuotę ir tikrai aptiks bei analizuos daugybę galaktikų, apie kurias informacijos kol kas beveik neturime. Antra, jie rodo, kad nors vidutiniškai egzistuoja koreliacija tarp žvaigždėdaros ir aktyvaus branduolio spinduliuotės, pavienėse galaktikose šie dydžiai gali būti labai įvairūs. Taip greičiausiai yra dėl skirtingų laiko skalių, būdingų procesams: aktyvaus branduolio spinduliuotė gali kisti daug sparčiau, nei žvaigždėdara, tačiau per ilgą laiką jų abiejų įtaka išsividurkina. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal.

***

Galaktinių čiurkšlių poveikis debesims. Aktyvūs galaktikų branduoliai – centrinės juodosios skylės, į kurias sparčiai krenta dujos – kartais išspjauna čiurkšles. Jas sudaro medžiaga, kone šviesos greičiu siauru pluoštu lekianti lauk iš galaktikos. Pakeliui čiurkšlės gali įkaitinti ir sujaukti tarpžvaigždines dujas, o jų smūginėse bangose įgreitinami kosminiai spinduliai dujas dar ir kaitina. Kaip visi šie procesai paveikia molekulinius debesis, iš kurių formuojasi žvaigždės? Ilgą laiką dauguma mokslininkų manė, jog pagrindinis efektas yra debesų suardymas ir žvaigždėdaros slopinimas. Tačiau pastaruoju metu vis daugiau darbų – tiek stebėjimų, tiek teorinių modelių – rodo gerokai įvairesnį vaizdą: žvaigždėdara dėl aktyvaus branduolio poveikio gali ir susilpnėti, ir sustiprėti. Naujame tyrime tokia išvada patvirtinama pasitelkus labai detalus cheminius skaitmeninius modelius. Tyrimui mokslininkai pasitelkė galaktikos IC 5063 duomenis – tai yra palyginus netolima aktyvi galaktika, kurios čiurkšlės juda praktiškai galaktikos disko plokštumoje. Taip jos sąveikauja su daugybe debesų, o detalūs stebėjimai leidžia tą poveikį suprasti. Skaitmeniniai modeliai leido susieti stebimo spektro savybes – skirtingų linijų intensyvumus – su fizinėmis sąlygomis tankiuose debesyse ir aplink juos. Nustatyta, kad kosminiai spinduliai ir čiurkšlės kuriama papildoma turbulencija įkaitina molekules debesyse tiek, kad debesų vidinis slėgis išauga apie 10 kartų, lyginant su nepaveiktais debesimis toje pačioje galaktikoje. Jei tarpdebesinė medžiaga nesikeistų, tokie aukšto slėgio debesys imtų plėstis ir sklaidytis, tad žvaigždėdara juose sulėtėtų. Tačiau čiurkšlės pakeičia ir tarpdebesinę medžiagą – kai kur jos slėgis išauga kelis kartus, kai kur – ir keliasdešimt. Taigi dalis debesų tikrai plečiasi ir sklaidosi, bet kiti kaip tik yra suspaudžiami ir žvaigždes formuoti ima sparčiau. Todėl vienareikšmiškai atsakyti į klausimą, kaip aktyvus branduolys paveikia galaktikos žvaigždėdarą, neįmanoma: skirtingose vietose poveikis gali būti tiek teigiamas, tiek neigiamas. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Astronomy.

***

Gama žybsniais matuosime Visatą. Gama spindulių žybsniai yra ryškiausi sprogimai Visatoje, kuriuos galime pamatyti teleskopais. Daugelis jų vystosi pagal panašų scenarijų: iš pradžių šviesis staigiai išauga iki maksimumo, tada ima mažėti, vėliau kuriam laikui mažėjimas sustoja – pasiekiama plato fazė, – o galiausiai išblėsta visai. Dabar ištyrę daugybės žybsnių evoliuciją mokslininkai nustatė, kad jų šviesio kitimą galima panaudoti kosminiams atstumams matuoti. Tarp 500 gausiai stebėtų žybsnių mokslininkai rado 179, turinčius plato fazę. Išnagrinėję jų savybes jie pastebėjo aiškų ryšį taro trijų parametrų: laiko tarpo tarp maksimalaus šviesio ir plato fazės pabaigos, regimųjų spindulių šviesio plato fazės metu ir maksimalaus šviesio. Nagrinėtų žybsnių šviesį nustatyti įmanoma todėl, kad gerai žinomas atstumas iki jų. Bet rezultatą galima apversti aukštyn kojomis: žinant šviesį, nustatyti atstumą. Kadangi aptiktas sąryšis susieja šviesį su dydžiu, nepriklausančiu nuo atstumo – šiuo atveju tai yra laiko tarpas iki plato fazės pabaigos – jį galima panaudoti atstumui iki žybsnių apskaičiuoti. Tolie sąryšiai vadinami standartinėmis žvakėmis arba standartinėmis liniuotėmis; ne vienas toks naudojamas atstumams Visatoje įvertinti. Naujas matavimo metodas padės tiek patikslinti jau žinomus atstumus, tiek išmatuoti naujus, ypatingai tolimus, mat gama spindulių žybsniai matomi toliau, nei, pavyzdžiui, supernovų sprogimai. Tyrimo rezultatai publikuojami The Astrophysical Journal.

***

Vienas dalykas, kuriuo galime būti tikri gyvenime – laiko tėkmės nepakeisi ir praeities su ateitimi nesukeisi vietomis. Bet ar tikrai? Laikas nėra universalus, o kelionės laiku, bent jau matematiškai, gali būti įmanomos. Apie tai pasakoja Sabine Hossenfelder:

***

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

Laiqualasse

Leave a Reply

El. pašto adresas nebus skelbiamas.